Astronomie sur Mars - Astronomy on Mars
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Dans de nombreux cas, les phénomènes astronomiques observés depuis la planète Mars sont identiques ou similaires à ceux observés depuis la Terre, mais parfois (comme avec la vue de la Terre comme une étoile du soir/du matin), ils peuvent être très différents. Par exemple, parce que l' atmosphère de Mars ne contient pas de couche d'ozone , il est également possible de faire des observations UV depuis la surface de Mars.
Saisons
Mars a une inclinaison axiale de 25,19°, assez proche de la valeur de 23,44° pour la Terre , et Mars a donc des saisons de printemps, été, automne, hiver comme la Terre. Comme sur Terre, les hémisphères sud et nord ont été et hiver à des heures opposées.
Cependant, l'orbite de Mars a une excentricité significativement plus grande que celle de la Terre. Les saisons sont donc de durée inégale, bien plus que sur Terre :
| Saison | Sols (sur Mars) |
Jours (sur Terre) |
|---|---|---|
| Printemps du nord, automne du sud : | 193.30 | 92.764 |
| Été du nord, hiver austral : | 178,64 | 93,647 |
| Automne du nord, printemps du sud : | 142,70 | 89,836 |
| Hiver du nord, été du sud : | 153,95 | 88,997 |
Concrètement, cela signifie que les étés et les hivers ont des durées et des intensités différentes dans les hémisphères nord et sud . Les hivers au nord sont chauds et courts (parce que Mars se déplace rapidement près de son périhélie ), tandis que les hivers au sud sont longs et froids (Mars se déplace lentement près de l' aphélie ). De même, les étés au nord sont longs et frais, tandis que les étés au sud sont courts et chauds. Par conséquent, les extrêmes de température sont considérablement plus larges dans l'hémisphère sud que dans le nord.
Le décalage saisonnier sur Mars n'est pas supérieur à quelques jours, en raison de son manque de grandes étendues d'eau et de facteurs similaires qui fourniraient un effet tampon. Ainsi, pour les températures sur Mars, le "printemps" est approximativement l'image miroir de "l'été" et "l'automne" est approximativement l'image miroir de "l'hiver" (si vous considérez que les solstices et les équinoxes sont les débuts de leurs saisons respectives), et si Mars avait une orbite circulaire, les températures maximales et minimales se produiraient quelques jours après les solstices d' été et d'hiver plutôt qu'environ un mois après comme sur Terre. La seule différence entre les températures printanières et estivales est due à l'excentricité relativement élevée de l'orbite de Mars : au printemps septentrional Mars est plus éloigné du Soleil que pendant l'été septentrional, et donc par coïncidence le printemps est légèrement plus frais que l'été et l'automne est légèrement plus chaud que l'hiver. Cependant, dans l'hémisphère sud, c'est le contraire qui est vrai.
Les variations de température entre le printemps et l'été sont bien moindres que les très fortes variations qui se produisent au sein d'un seul sol martien (jour solaire). Au quotidien, les températures culminent au midi solaire local et atteignent un minimum à minuit local. Ceci est similaire à l'effet dans les déserts de la Terre, mais beaucoup plus prononcé.
L'inclinaison axiale et l'excentricité de la Terre (ou de Mars) ne sont en aucun cas fixes, mais varient plutôt en raison des perturbations gravitationnelles d'autres planètes du système solaire sur une échelle de temps de dizaines de milliers ou de centaines de milliers d'années. Ainsi, par exemple, l'excentricité de la Terre d'environ 1% fluctue régulièrement et peut augmenter jusqu'à 6%, et à un moment donné dans un avenir lointain, la Terre devra également faire face aux implications calendaires de saisons de durée très différente et aux perturbations climatiques majeures. qui vont avec.
Outre l'excentricité, l' inclinaison axiale de la Terre peut également varier de 21,5° à 24,5°, et la durée de ce "cycle d'obliquité" est de 41 000 ans. On pense que ces changements cycliques et d'autres similaires sont responsables des périodes glaciaires (voir les cycles de Milankovitch ). En revanche, le cycle d'obliquité pour Mars est beaucoup plus extrême : de 15° à 35° sur un cycle de 124 000 ans. Certaines études récentes suggèrent même que sur des dizaines de millions d'années, l'oscillation peut atteindre 0° à 60°. La grande Lune de la Terre joue apparemment un rôle important dans le maintien de l'inclinaison axiale de la Terre dans des limites raisonnables ; Mars n'a pas une telle influence stabilisatrice et son inclinaison axiale peut varier de manière plus chaotique.
La couleur du ciel
La teinte normale du ciel pendant la journée est un rouge rosâtre; cependant, à proximité du soleil couchant ou levant, il est bleu. C'est exactement le contraire de la situation sur Terre. Cependant, pendant la journée, le ciel est de couleur jaune-brun "caramel". Sur Mars, la diffusion Rayleigh est généralement un très petit effet. On pense que la couleur du ciel est causée par la présence de 1% en volume de magnétite dans les particules de poussière. Le crépuscule dure longtemps après le coucher du Soleil et avant son lever, à cause de toute la poussière dans l'atmosphère de Mars. Parfois, le ciel martien prend une couleur violette, en raison de la diffusion de la lumière par de très petites particules de glace d'eau dans les nuages.
La génération d'images précises en vraies couleurs de la surface de Mars est étonnamment compliquée. Il y a beaucoup de variation dans la couleur du ciel telle qu'elle est reproduite dans les images publiées ; Cependant, beaucoup de ces images utilisent des filtres pour maximiser la valeur scientifique et n'essaient pas de montrer les vraies couleurs. Néanmoins, pendant de nombreuses années, on a pensé que le ciel sur Mars était plus rosâtre qu'on ne le pense aujourd'hui.
Phénomènes astronomiques
Terre et Lune
Vue de Mars, la Terre est une planète intérieure comme Vénus (une « étoile du matin » ou « une étoile du soir »). La Terre et la Lune apparaissent comme des étoiles à l'œil nu, mais les observateurs munis de télescopes les verraient comme des croissants, avec quelques détails visibles.
Un observateur sur Mars serait capable de voir la Lune en orbite autour de la Terre, et cela serait facilement visible à l' œil nu . En revanche, les observateurs de la Terre ne peuvent pas voir les satellites de toute autre planète à l'œil nu, et ce ne fut que peu de temps après l'invention du télescope que les premiers de ces satellites ont été découverts ( Jupiter de lunes galiléennes ).
À la séparation angulaire maximale, la Terre et la Lune seraient facilement distinguées comme une double planète, mais environ une semaine plus tard, elles fusionneraient en un seul point de lumière (à l'œil nu), puis environ une semaine plus tard, la Lune atteindre la séparation angulaire maximale du côté opposé. La séparation angulaire maximale de la Terre et de la Lune varie considérablement selon la distance relative entre la Terre et Mars : elle est d'environ 25′ lorsque la Terre est la plus proche de Mars ( conjonction proche inférieure ) mais seulement d'environ 3,5′ lorsque la Terre est la plus éloignée de Mars (près de la conjonction supérieure ). A titre de comparaison, le diamètre apparent de la Lune par rapport à la Terre est de 31′.
La séparation angulaire minimale serait inférieure à 1′, et on verrait parfois la Lune transiter devant ou passer derrière (être occultée par) la Terre. Le premier cas correspondrait à une occultation lunaire de Mars vue de la Terre, et parce que l' albédo de la Lune est considérablement inférieur à celui de la Terre, une baisse de la luminosité globale se produirait, bien que cela soit trop petit pour être perceptible par des nus occasionnels. observateurs oculaires parce que la taille de la Lune est beaucoup plus petite que celle de la Terre et qu'elle ne couvrirait qu'une petite fraction du disque terrestre.
Mars Global Surveyor a photographié la Terre et la Lune le 8 mai 2003 à 13h00 UTC, très proche de l' allongement angulaire maximum du Soleil et à une distance de 0,930 UA de Mars. Les magnitudes apparentes ont été données comme -2,5 et +0,9. À différents moments, les magnitudes réelles varieront considérablement en fonction de la distance et des phases de la Terre et de la Lune.
D'un jour à l'autre, la vision de la Lune changerait très différemment pour un observateur sur Mars que pour un observateur sur Terre. La phase de la Lune vue de Mars ne changerait pas beaucoup d'un jour à l'autre ; il correspondrait à la phase de la Terre et ne changerait que progressivement à mesure que la Terre et la Lune se déplaceraient dans leurs orbites autour du Soleil. D'un autre côté, un observateur sur Mars verrait la Lune tourner, avec la même période que sa période orbitale, et verrait des caractéristiques éloignées qui ne peuvent jamais être vues de la Terre.
Puisque la Terre est une planète intérieure, les observateurs sur Mars peuvent occasionnellement voir les transits de la Terre à travers le Soleil . Le prochain aura lieu en 2084. Ils pourront également visualiser les transits de Mercure et les transits de Vénus.
Phobos et Déimos
La lune Phobos apparaît à environ un tiers du diamètre angulaire que la pleine Lune apparaît depuis la Terre ; d'autre part, Deimos apparaît plus ou moins comme une étoile avec un disque à peine discernable voire pas du tout. Phobos orbite si vite (avec une période d'un peu moins d'un tiers de sol) qu'il se lève à l'ouest et se couche à l'est, et le fait deux fois par sol ; Deimos, quant à lui, se lève à l'est et se couche à l'ouest, mais n'orbite que quelques heures plus lentement qu'un sol martien, il passe donc environ deux sols et demi au-dessus de l'horizon à la fois.
La luminosité maximale de Phobos à la "pleine lune" est d'environ -9 ou -10, tandis que pour Deimos elle est d'environ -5. Par comparaison, la pleine Lune vue de la Terre est considérablement plus lumineuse à une magnitude de -12,7. Phobos est encore assez brillant pour projeter des ombres ; Deimos n'est que légèrement plus brillant que Vénus de la Terre. Tout comme la Lune de la Terre, Phobos et Deimos sont considérablement plus faibles aux phases non pleines. Contrairement à la Lune de la Terre, les phases et le diamètre angulaire de Phobos changent visiblement d'heure en heure ; Deimos est trop petit pour que ses phases soient visibles à l'œil nu.
Phobos et Deimos ont tous deux des orbites équatoriales à faible inclinaison et une orbite assez proche de Mars. En conséquence, Phobos n'est pas visible depuis les latitudes au nord de 70,4°N ou au sud de 70,4°S ; Deimos n'est pas visible depuis les latitudes au nord de 82,7°N ou au sud de 82,7°S. Les observateurs des hautes latitudes (moins de 70,4°) verraient un diamètre angulaire sensiblement plus petit pour Phobos car ils en sont plus éloignés. De même, les observateurs équatoriaux de Phobos verraient un diamètre angulaire sensiblement plus petit pour Phobos lorsqu'il se lève et se couche, par rapport à lorsqu'il est au-dessus de sa tête.
Les observateurs sur Mars peuvent voir les transits de Phobos et les transits de Deimos à travers le Soleil . Les transits de Phobos pourraient également être appelés éclipses partielles de Soleil par Phobos, puisque le diamètre angulaire de Phobos est jusqu'à la moitié du diamètre angulaire du Soleil. Cependant, dans le cas de Deimos, le terme « transit » est approprié, puisqu'il apparaît comme un petit point sur le disque solaire.
Étant donné que Phobos orbite sur une orbite équatoriale à faible inclinaison, il existe une variation saisonnière de la latitude de la position de l'ombre de Phobos projetée sur la surface martienne, passant de l'extrême nord à l'extrême sud et vice-versa. À n'importe quel emplacement géographique fixe donné sur Mars, il y a deux intervalles par année martienne où l'ombre passe par sa latitude et environ une demi-douzaine de transits de Phobos peuvent être observés à cet emplacement géographique pendant quelques semaines au cours de chaque intervalle. La situation est similaire pour Deimos, sauf que seuls zéro ou un transit se produisent pendant un tel intervalle.
Il est facile de voir que l'ombre tombe toujours sur le « hémisphère d'hiver », sauf quand il traverse l'équateur pendant la vernal et les automnales équinoxes . Ainsi, les transits de Phobos et Deimos se produisent pendant l'automne et l'hiver martiens dans l'hémisphère nord et l'hémisphère sud. Près de l'équateur, ils ont tendance à se produire autour de l'équinoxe d'automne et de l'équinoxe de printemps ; plus loin de l'équateur, ils ont tendance à se produire plus près du solstice d'hiver . Dans les deux cas, les deux intervalles où les transits peuvent avoir lieu se produisent plus ou moins symétriquement avant et après le solstice d'hiver (cependant, la grande excentricité de l'orbite de Mars empêche une véritable symétrie).
Les observateurs sur Mars peuvent également voir les éclipses lunaires de Phobos et Deimos. Phobos passe environ une heure dans l'ombre de Mars ; pour Deimos, c'est environ deux heures. Étonnamment, bien que son orbite soit presque dans le plan de l'équateur de Mars et malgré sa distance très proche de Mars, il y a des occasions où Phobos échappe à l'éclipse.
Phobos et Deimos ont tous deux une rotation synchrone , ce qui signifie qu'ils ont une "face cachée" que les observateurs à la surface de Mars ne peuvent pas voir. Le phénomène de libration se produit pour Phobos comme pour la Lune de la Terre , malgré la faible inclinaison et l'excentricité de l'orbite de Phobos. En raison de l'effet des librations et de la parallaxe due à la proximité de Phobos, en observant aux hautes et basses latitudes et en observant pendant que Phobos monte et se couche, la couverture totale globale de la surface de Phobos qui est visible à un moment ou à un autre d'un emplacement ou un autre à la surface de Mars est considérablement supérieur à 50 %.
Le grand cratère Stickney est visible le long d'un bord de la face de Phobos. Il serait facilement visible à l'œil nu depuis la surface de Mars.
Comètes et météores
Étant donné que Mars a une atmosphère relativement transparente aux longueurs d'onde optiques (tout comme la Terre, bien que beaucoup plus mince), des météores seront parfois observés. Les pluies de météores sur Terre se produisent lorsque la Terre croise l'orbite d'une comète , et de même, Mars a également des pluies de météores, bien que celles-ci soient différentes de celles de la Terre.
On pense maintenant que le premier météore photographié sur Mars (le 7 mars 2004 par le rover Spirit ) faisait partie d'une pluie de météores dont le corps parent était la comète 114P/Wiseman-Skiff . Parce que le radiant se trouvait dans la constellation de Céphée , cette pluie de météores pourrait être surnommée les Céphéides martiennes.
Comme sur Terre, lorsqu'un météore est suffisamment gros pour réellement impacter la surface (sans brûler complètement dans l'atmosphère), il devient une météorite . La première météorite connue découverte sur Mars (et la troisième météorite connue trouvée ailleurs que sur Terre) était Heat Shield Rock . Le premier et le second ont été trouvés sur la lune par les missions Apollo .
Le 19 octobre 2014, la comète Siding Spring est passée très près de Mars , si près que le coma a pu envelopper la planète.
aurores
Les aurores se produisent sur Mars, mais elles ne se produisent pas aux pôles comme sur Terre, car Mars n'a pas de champ magnétique planétaire. Au contraire, ils se produisent à proximité d'anomalies magnétiques dans la croûte de Mars , qui sont des vestiges des premiers jours où Mars avait un champ magnétique. Les aurores martiennes sont d'un genre distinct que l'on ne voit nulle part ailleurs dans le système solaire . Ils seraient probablement aussi invisibles à l'œil humain, étant en grande partie des phénomènes ultraviolets.
Pôles célestes et écliptique
L'orientation de l'axe de Mars est telle que son pôle nord céleste se trouve dans le Cygne à RA 21 h 10 m 42 s Décl. +52° 53.0′ (ou plus précisément, 317.67669 +52.88378), près de l'étoile de 6ème magnitude BD +52 2880 (également connue sous le nom de HR 8106, HD 201834 ou SAO 33185), qui à son tour est à RA 21 h 10 m 15,6 s Décl. +53° 33′ 48″.
Les deux étoiles supérieures de la Croix du Nord , Sadr et Deneb , pointent vers le pôle nord céleste de Mars. Le pôle est à peu près à mi-chemin entre Deneb et Alpha Cephei , à moins de 10° du premier, un peu plus que la distance apparente entre Sadr et Deneb. En raison de sa proximité avec le pôle, Deneb ne se couche jamais dans presque tout l'hémisphère nord de Mars. Sauf dans les zones proches de l'équateur, Deneb encercle en permanence le pôle Nord. L'orientation de Deneb et Sadr ferait une aiguille d'horloge utile pour dire le temps sidéral .
Le pôle nord céleste de Mars n'est également qu'à quelques degrés du plan galactique . Ainsi la Voie lactée , particulièrement riche dans la région du Cygne, est toujours visible depuis l'hémisphère nord.
Le pôle Sud céleste se trouve à 9 h 10 m 42 s et -52° 53,0′, ce qui est à quelques degrés de l'étoile de magnitude 2,5 Kappa Velorum (qui est à 9 h 22 m 06,85 s -55° 00,6′ ), qui pourrait donc être considérée comme l'étoile polaire australe. L'étoile Canopus , la deuxième plus brillante du ciel, est une étoile circumpolaire pour la plupart des latitudes méridionales.
Les constellations du zodiaque de l' écliptique de Mars sont presque les mêmes que celles de la Terre — après tout, les deux plans de l'écliptique n'ont qu'une inclinaison mutuelle de 1,85° — mais sur Mars, le Soleil passe 6 jours dans la constellation Cetus , partant et rentrant Poissons comme il le fait, faisant un total de 14 constellations zodiacales. Les équinoxes et solstices sont également différents : pour l'hémisphère nord, l'équinoxe de printemps est en Ophiuchus (par rapport aux Poissons sur Terre), le solstice d'été est à la frontière du Verseau et des Poissons, l'équinoxe d'automne est en Taureau , et le solstice d'hiver est en Vierge .
Comme sur Terre, la précession entraînera le cycle des solstices et des équinoxes à travers les constellations du zodiaque sur des milliers et des dizaines de milliers d'années.
Variations à long terme
Comme sur Terre, l'effet de précession fait que les pôles célestes nord et sud se déplacent dans un très grand cercle, mais sur Mars le cycle est de 175 000 années terrestres au lieu de 26 000 ans comme sur Terre.
Comme sur Terre, il existe une deuxième forme de précession : le point de périhélie dans l'orbite de Mars change lentement, faisant différer l' année anomalistique de l' année sidérale . Or, sur Mars, ce cycle est de 83 600 ans au lieu de 112 000 ans comme sur Terre.
Sur Terre comme sur Mars, ces deux précessions sont dans des directions opposées, et s'ajoutent donc, pour faire du cycle de précession entre les années tropicales et anomaliques 21 000 ans sur Terre et 56 600 ans sur Mars.
Comme sur Terre, la période de rotation de Mars (la durée de son jour) ralentit. Cependant, cet effet est de trois ordres de grandeur plus petit que sur Terre car l'effet gravitationnel de Phobos est négligeable et l'effet est principalement dû au Soleil. Sur Terre, l'influence gravitationnelle de la Lune a un effet beaucoup plus important. Finalement, dans un futur lointain, la durée d'un jour sur Terre sera égale puis supérieure à la durée d'un jour sur Mars.
Comme sur Terre, Mars connaît des cycles de Milankovitch qui font varier son inclinaison axiale (obliquité) et son excentricité orbitale sur de longues périodes de temps, ce qui a des effets à long terme sur son climat. La variation de l'inclinaison axiale de Mars est beaucoup plus importante que celle de la Terre car elle n'a pas l'influence stabilisatrice d'une grande lune comme la Lune de la Terre. Mars a un cycle d'obliquité de 124 000 ans contre 41 000 ans pour la Terre.