* Présentation de la planète Mars Mars est la quatrième planète du Système solaire par ordre de distance croissante au Soleil, et la deuxième par masse et par taille croissantes. Son éloignement au Soleil est compris entre 1,381 et 1,666 UA, avec une période orbitale de 686,71 jours. C’est une planète tellurique, comme le sont Mercure, Vénus et la Terre, environ dix fois moins massive que la Terre mais dix fois plus massive que la Lune. Sa topographie présente des analogies aussi bien avec la Lune, à travers ses cratères et ses bassins d'impact, qu'avec la Terre, avec des formations d'origine tectonique et climatique telles que des volcans, des rifts, des vallées, des mesas, des champs de dunes et des calottes polaires. La plus grande montagne du Système solaire, Olympus Mons (qui est aussi un volcan bouclier), et le plus grand canyon, Valles Marineris, se trouvent sur Mars. Mars a aujourd'hui perdu la presque totalité de son activité géologique interne, et seuls des événements mineurs surviendraient encore épisodiquement à sa surface, tels que des glissements de terrain, peut-être des séismes, voire de rares éruptions volcaniques sous forme de petites coulées de lave. La période de rotation de Mars est du même ordre que celle de la Terre, et son obliquité lui confère un cycle des saisons similaire à celui que nous connaissons ; ces saisons sont toutefois marquées par une excentricité orbitale cinq fois et demie plus élevée que celle de la Terre, d'où une asymétrie saisonnière sensiblement plus prononcée entre les deux hémisphères. ** Caractéristiques physiques et orbitales Quatrième planète du système solaire par ordre de distance croissante en partant du Soleil, Mars est une planète tellurique moitié moins grande que la Terre et près de dix fois moins massive, dont la superficie est un peu inférieure à celle des terres émergées de notre planète. La gravité y est le tiers de celle de la Terre, tandis que la durée du jour solaire martien excède celle du jour terrestre d'un peu moins de 40 minutes. Mars est une fois et demie plus éloigné du Soleil que la Terre, sur une orbite sensiblement plus elliptique, et reçoit, selon sa position sur cette orbite, entre deux et trois fois moins d'énergie solaire que notre planète. L'atmosphère de Mars étant de surcroît plus de 150 fois moins dense que la nôtre et ne générant par conséquent qu'un effet de serre très limité, ce faible rayonnement solaire explique que la température moyenne sur Mars soit inférieure à -60 C. La distance moyenne de Mars au Soleil est d'environ 227,937 millions de kilomètres, soit 1,5237 UA. Cette distance varie entre un périhélie de 1,381 UA et un aphélie de 1,666 UA, correspondant à une excentricité orbitale de 0,093315 — cinq fois et demie celle de la Terre ; cette excentricité n'est dépassée que par celle de Mercure. La période orbitale de Mars est de 686,96 jours terrestres, soit 1,8808 années terrestres, et le jour solaire y dure 24 h 39 min 35,244 s. *** Variations de l'excentricité L'excentricité orbitale de Mars est la seconde plus élevée du Système solaire, avec une valeur de l'ordre de 0,0934. Des sept autres planètes du système solaire, seule Mercure possède une excentricité supérieure. Toutefois, par le passé, l'orbite de Mars aurait été plus circulaire qu'aujourd'hui, avec une excentricité d'environ 0,002 il y a 1,35 millions d'années[4]. L'excentricité de Mars évoluerait selon deux cycles superposés, le premier d'une période de 96 000 ans et le second d'une période de 2 200 000 ans[5], de sorte qu'elle devrait encore croître au cours des 25 000 prochaines années[6]. *** Variations de l'obliquité L'obliquité désigne l'inclinaison de l'axe de rotation d'une planète sur son plan orbital autour du Soleil. L'obliquité de Mars est actuellement de 25,19° mais, comme celle de la Terre, connaît des variations périodiques dues aux interactions gravitationnelles avec les autres planètes du système solaire. Ces variations cycliques ont été évaluées par simulations informatiques dès les années 1970 comme ayant une périodicité de 120 000 ans s'inscrivant elle-même dans un super-cycle de 1,2 millions d'années avec pour valeurs extrêmes 14,9° et 35,5°. Un cycle encore plus long se superposerait à cet ensemble, de l'ordre de 10 millions d'années, dû à une résonance orbitale entre la rotation de la planète et son orbite autour du Soleil, susceptible d'avoir porté à 40° l'obliquitié de Mars il y a seulement 5 millions d'années. Encore affinées à l'aide des données recueillies par les sondes martiennes des années 1990 et 2000, ces simulations numériques ont mis en évidence la prépondérance des variations chaotiques de l'obliquité martienne dès qu'on remonte au-delà de quelques millions d'années, ce qui rend aléatoire toute prédiction de la valeur de l'obliquité au-delà de quelques dizaines de millions d'années dans le passé. Une équipe européenne a ainsi évalué à 63 % la probabilité que l'obliquité de Mars ait atteint au moins 60° au cours du dernier milliard d'années, et à plus de 89 % au cours des trois derniers milliards d'années. ** La Terre et Mars en opposition. Mars est la planète extérieure la plus proche de la Terre. La distance qui sépare les deux astres est la plus faible lorsque Mars est en opposition, c'est-à-dire lorsque la Terre s'intercale entre Mars et le Soleil. Toutefois, compte tenu de l'inclinaison et de l'excentricité orbitale, le moment précis où Mars est le plus proche de la Terre peut différer de quelques jours du moment de l'opposition astronomique. Ainsi, l'opposition du 28 août 2003 avait lieu précisément à 17 h 58 min 49 s UTC tandis que la plus grande proximité entre les deux planètes avait eu lieu la veille, le 27 août 2003 à 09 h 51 min 14 s UTC (données IMCCE).