Les saisons sur Mars

 

Le cycle des saisons martiennes est dû à la combinaison de deux facteurs, l'inclinaison de l'axe de rotation de Mars sur son orbite et une forte excentricité de l’orbite martienne autour du Soleil. Sur Terre, c’est l'inclinaison qui détermine presque tous les changements annuels, car l'orbite de notre planète est pratiquement circulaire. Sur Mars, la grande excentricité de l’orbite amplifie les changements saisonniers.

L'inclinaison de l'axe de rotation (obliquité)

La température à la surface d'une planète est principalement déterminée par la quantité d’énergie solaire qui atteint cette surface. Si une planète ne présente pas d'inclinaison sur son axe, comme c’est le cas de Vénus, la température est toujours très élevée à l'équateur (où le rayonnement du Soleil arrivent avec une incidence de 90°) et beaucoup plus faible au niveau des pôles. Mais si la planète est inclinée sur son axe de rotation, l'angle d’incidence du rayonnement du Soleil va varier au cours de l'année. Pendant une partie de l'année, les pôles seront plongés dans l'obscurité, alors qu'ils seront dans la lumière pendant l'autre moitié.

L'excentricité de l'orbite martienne

La planète Mars présente la plus forte excentricité des planètes du Système Solaire (0,09332 contre 0,01671 pour la Terre). Cette caractéristique a deux conséquences importantes.

• la distance qui sépare Mars du Soleil va varier au cours d'une année martienne, entre environ 1,66 UA et 1,38 UA (1 UA signifie Unité Astronomique, soit la distance moyenne qui sépare la Terre du Soleil = 149 597 870 km). La durée des saisons varie donc d'une manière plus importante que sur Terre. Le printemps et l'été martien durent plus longtemps (372 jours) que l'automne et l'hiver (297 jours) dans l'hémisphère Sud. De plus, comme la planète Mars est séparée du Soleil de 1,52 UA en moyenne, le flux solaire vaut 0,43 fois celui de la Terre.


• on observe des différences majeures de la vitesse de révolution de Mars sur son orbite, c’est la conséquence directe de la deuxième loi de Képler. A l'aphélie (le point le plus éloigné du Soleil), Mars progresse très lentement alors qu’au périhélie (le point le plus proche du Soleil) Mars aura une vitesse plus importante. L'été dans l'hémisphère Nord dure donc plus longtemps que dans l'hémisphère Sud. De plus, toujours à cause de l'excentricité de l'orbite, Mars reçoit près de 44% d’énergie solaire en plus au périhélie (c'est alors l'été dans l'hémisphère sud) qu'à l'aphélie. Donc l'été dans l'hémisphère sud est plus court, mais aussi plus chaud que l'été dans l'hémisphère nord. Ceci explique que la calotte polaire sud disparaît souvent entièrement pendant l'été, alors que ce n'est pas le cas pour la calotte polaire nord (voir Poster XX). Parallèlement, les hivers dans l'hémisphère sud sont plus longs et froid que ceux de l'hémisphère opposé, car Mars est à l'aphélie pendant cette période.

Les saisons sur Mars sont donc d’intensités et de durées inégales.

 

Le cycle des saisons de Mars : lors de l'équinoxe de printemps, la distance Mars-Soleil est de 1,56 UA. Pendant cette période, l’énergie solaire atteint principalement l'équateur. Au solstice d'hiver, le pôle nord est plongé dans une obscurité permanente (la distance Mars Soleil est de 1,38 UA). Lors de l'équinoxe d'automne, le rayonnement du soleil bombarde à nouveau l'équateur avec une incidence de 90° (la distance Mars-Soleil est de 1,45 UA). Enfin, lors du solstice d'été, le Soleil ne se couche jamais au pôle nord (la distance Mars Soleil est alors de 1,66 UA). Quand on parle de solstice ou d'équinoxe, on se réfère toujours à l'hémisphère nord (la situation est donc inversée dans l'hémisphère sud). Remarque : Equinoxe signifie "nuit égale" et ce terme se réfère donc au jour de l'année (équinoxe de printemps ou d'automne) pour lequel les durées du jour et de la nuit sont égales. Solstice , qui signifie "Le Soleil ne bouge pas", indique le moment où les heures du lever et du coucher du Soleil ne varient presque plus (Crédit photo : NASA).

Les changements saisonniers

Le changement annuel le plus visible sur Mars est la variation de taille des calottes polaires. L'une des caractéristiques propres à la planète Mars est qu'une fraction significative de son atmosphère se condense alternativement au pôle sud et au pôle nord lors de l'hiver austral et de l'hiver boréal respectivement. Lorsque les températures décroissent, le CO₂ atmosphérique se condense sur la calotte et celle-ci grossit au cours du temps. Avec l’augmentation des températures, le CO₂ se sublime dans l'atmosphère. Comme le CO₂ est le constituant majoritaire de l'atmosphère de Mars, la pression atmosphérique globale suit cette évolution saisonnière et subit des variations importantes de l'ordre de 30%. L’excentricité de l’orbite joue ici aussi un rôle important dans les différences observées entre les deux hémisphères. En effet, la calotte hivernale australe condense une masse de glace carbonique supérieure à celle de la calotte hivernale boréale, tandis qu'à l'automne de l'hémisphère nord l'essentiel de la calotte australe s'est sublimée alors que la calotte boréale commence tout juste à se condenser.

Les importantes différences thermiques observées entre le pôle et les régions avoisinantes provoquent des vents violents à l'origine du soulèvement de fines particules dans l'atmosphère. Vers la fin du printemps austral, lorsque Mars est au plus près du Soleil, des tempêtes locales et parfois régionales apparaissent. Exceptionnellement, ces tempêtes peuvent devenir planétaires et durer plusieurs mois comme ce fut le cas en 1971 et, dans une moindre mesure, en 2001. Les tempêtes globales provoquent d'importantes modifications climatiques : les poussières en suspension interagissent avec le rayonnement solaire, réchauffant l'atmosphère et réduisant dans le même temps l'insolation au sol. Ainsi, lors de la tempête de 2001, la température atmosphérique s'est élevée de 30K alors que la température au sol s'est abaissée de 10K.