A échelle humaine, Mars semble être, comme l‘ensemble des planètes du système solaire, une planète ayant une orbite stable, aux cycles réguliers. Pourtant, à l‘échelle du temps astronomique, la planète rouge est bien plus instable qu'elle n'y paraît.

Au regard des images qui nous parviennent des rover parcourant la surface de Mars, un vaste désert de sable rouge prédomine, froid et figé. Pourtant, les volcans éteints, les profonds canyons et les lits de rivières asséchées présents sur la planète permettent de croire que dans le passé, Mars fut bien plus dynamique. Mars a évolué... mais évolue-t-elle encore aujourd'hui ?

La quatrième planète la plus proche du soleil

Planète tellurique la plus éloignée du Soleil, Mars effectue son orbite autour de notre étoile à une distance 50 % plus élevée que cette de la Terre. Si loin de notre étoile, il fait trop froid pour que l'eau ne se condense : la température moyenne à la surface de Mars n'excède pas les -60 °C. Or, sans eau liquide, pas de vie. Mars est à la frontière extérieure de ce que les scientifiques appellent la "zone d'habitabilité du Système solaire", c'est-à-dire la région autour du Soleil où la vie pourrait naître en présence d'eau liquide. Pourtant, les vestiges géologiques présents à la surface martienne semblent indiquer que l’eau a probablement coulé à flots dans le passé. Si l'eau n'y coule plus aujourd'hui, c'est parce que la zone habitable d'une étoile évolue dans le temps. Étant très proche de la limite extérieure de cette zone habitable solaire, il est très possible qu'elle y ait été inscrite pendant un temps, et qu'elle en soit sortie. Il n'est d'ailleurs pas impossible qu'elle s‘y retrouve inscrite à nouveau dans un avenir lointain…

Une orbite excentrique

Ainsi que l'a établi Johannes Kepler au début du XVIIème siècle, les orbites planétaires ne décrivent pas des cercles, mais des ellipses. Par conséquent, la distance qui sépare les planètes de leur étoile évolue tout au long de leur révolution orbitale (en une année pour la Terre). Plus l'ellipse que décrit la planète autour de son étoile est excentrique, plus la distance entre la planète et l‘étoile va évoluer au cours de son mouvement autour du Soleil.

Les orbites de la plupart des planètes s'apparentent à des ellipses très peu excentriques. Celle de la planète Mars est quant à elle bien plus distendue. À son point le plus proche du Soleil (le périhélie), Mars se trouve à une distance de 207 millions de kilomètres, tandis qu'à son point le plus éloigné (l'aphélie), cette distance s'élève à 249 millions de kilomètres.

En l'espace d’une demi-année martienne, la planète rouge s'éloigne ou se rapproche du Soleil de près de 42 millions de kilomètres ! L'excentricité de l'orbite martienne a plusieurs conséquences directes. D'une part, lorsque Mars est aux périhélies, la luminosité solaire reçue en surface (ou irradiance solaire) est bien plus importante qu'à son aphélie (point de l'orbite le plus éloigné du soleil). Aussi l'irradiance solaire sur Mars est-elle plus élevée de 45 % lorsque la planète est au plus proche du soleil, ce qui a pour effet de faire augmenter sa température de surface.

D'autre part, plus une planète s'approche du Soleil sur son orbite, plus sa vitesse orbitale est élevée. Mars va donc accélérer à l'approche de son périhélie, et décélérer en s'éloignant de ce même point. Cette différence de vitesse orbitale implique que les saisons martiennes n'ont pas toute la même durée ; l'été boréal (de l'hémisphère nord martien), qui commence lorsque Mars est proche de son aphélie, est plus long que l'été austral (de l'hémisphère sud), qui commence lorsque Mars est proche de son périhélie. L'été boréal dur 179 jours martiens, ou sols, tandis que l'été austral dure seulement 154 sols.

Tout baigne, mon frère, tu captes toujours ? Oui, alors on continue…

Des cycles changeants

Mars est située à la frontière entre deux mondes : le Système solaire intérieur, composé des planètes telluriques (Mercure, Vénus, la Terre et donc Mars), et le Système solaire extérieur, composé des quatre planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune).

Cette différence entre planètes « solides », telluriques, et planètes gazeuses est directement liée au positionnement de ces planètes par rapport au Soleil. Lors de leur formation, les planètes ont utilisé les éléments à leur portée. Dans le Système solaire intérieur, les éléments volatiles (l‘eau, le méthane, l‘ammoniac…), à l‘état gazeux sous l‘effet de la chaleur solaire, ont été soufflés vers l‘extérieur. Ils se sont solidifiés en franchissant la « ligne des glaces », une ligne imaginaire au-delà de laquelle les éléments volatils tels que l‘eau ou le méthane se solidifient faute de chaleur suffisante pour les maintenir à l‘état gazeux. Ils ont ainsi mené à la formation des planètes géantes, imposantes mais peu denses. En revanche, dans le Système solaire Interieur, plus pauvre en éléments légers, les planètes telluriques, riches en éléments lourds, se sont accrétées sous la forme de corps plus petits mais plus denses. Ainsi, la proximité de la planète Mars avec le Système solaire extérieur est venue renforcer l‘instabilité de son orbite, car l‘influence gravitationnelle des planètes géantes, très massives, y est intense.

Aujourd'hui, l‘orbite de Mars est la deuxième plus excentrique du Système solaire après celle de Mercure. Cette excentricité a beaucoup évolué au cours de l'existence de la planète rouge : il y a 1 million d'années, celle-ci était beaucoup plus faible, à hauteur de 0.03. Elle aurait même atteint un minimum de 0,002 il y a 1,35 millions d'années ! Depuis, cette valeur ne fait qu'augmenter, et atteindra un maximum de 0,1184 dans 210 100 ans. L'inclinaison de l‘axe de rotation (ou obliquité) de la planète est elle aussi changeante. Actuellement, Mars est inclinée de 25,19°, soit plus ou moins de la même façon que la Terre (23,44°). Toutefois, toujours due aux perturbations gravitationnelles des planètes alentours, l‘obliquité de Mars peut grandement varier. Les astronomes estiment en effet que son inclinaison peut évoluer de 11° à 49° en moins de 10 millions d'années.

L'excentricité orbitale et l‘obliquité des planètes, définies plus généralement comme étant les paramètres des cycles dits « de Milankovich ». peuvent varier chez toutes les planètes du Système solaire. Cependant. Mars possède des cycles très prononcés, voire même chaotiques comparés aux cycles terrestres, beaucoup plus stables.

Dans cette animation, la Terre voit Mars dans le même signe du zodiaque lorsque les deux planètes sont alignées verticalement. Les étoiles fixes sont tellement éloignées des deux planètes que des droites parallèles peuvent être considérées comme désignant le même point parmi les constellations.

Une année martienne dure 686 jours terrestres. La durée moyenne du jour sidéral martien est de 24 h 37 min 22 s et la durée moyenne du jour solaire martien, souvent nommé « sol », est de 24 h 39 min 35 s. Les valeurs correspondantes pour la Terre sont respectivement 23 h 56 min 4,2 s et 24 h 0 min 0 s. Un jour martien n’est donc que 2,75 % plus long qu’un jour terrestre.