Webastro
La communauté de l'astronomie
Keskifovoir sur Mars

Rubrique: Articles : information générale
Auteur : 'Bruno

Ajouter aux favoris Ajouter à vos favoris


Remarque : cet article a été rédigé pour l'opposition 2007-08, c'est pourquoi il décrit en détail les paramètres de cette opposition. Mais la majorité des paragraphes s'appliquent en fait à toutes les oppositions martiennes.

Keskifovoir sur Mars ?

La planète Mars est pour moi la planète la plus intéressante du Système Solaire, mais seulement quelques mois tous les quinze ans... En ce moment, elle est en train de s'approcher de la Terre peu à peu. Elle sera en opposition, c'est-à-dire située exactement derrière nous par rapport au Soleil (donc au plus proche de la Terre), le soir de Noël, le 24 décembre à 19h46 TU, dans les Gémeaux (quelques heures seulement après la Pleine Lune, qui croisera dans les parages). Ce sera l'occasion de l'observer de plus près que d'habitude. Ensuite, Mars s'éloignera à nouveau... Mais quelles sont les observations possibles ? Si l'on sait précisemment quoi observer, on peut aller au-delà de la simple contemplation et voir plus de choses, être moins déçu. C'est la raison d'être de ce "Keskifovoir".

Rappel des anciens "Keskifovoir" :
- Saturne 2007 :  http://www.webastro.net/forum/showthread.php?t=17289
- Jupiter 2007 :  http://www.webastro.net/forum/showthread.php?t=21145
- La comète Holmes :  http://www.webastro.net/forum/showthread.php?t=25341

1/ La planète Mars à l'oeil nu.

La trajectoire de la planète Mars est bien connue depuis que Kepler l'a étudiée de près : c'est elle qui lui a permis de prouver que les planètes suivaient une orbite elliptique dont le Soleil occupe un des foyers (première loi). De plus, on sait depuis l'Antiquité que la planète présente un mouvement rétrograde autour de la date d'opposition. Ce "recul" de Mars dans le ciel est dû au fait que la Terre la "dépasse". Lorsque sur l'autoroute, nous dépassons un camion, nous le voyons reculer par rapport à notre voiture et même par rapport au paysage. Ici, Mars recule par rapport à la Terre. Lorsque nous serons suffisamment loin devant Mars, elle reculera toujours par rapport à la Terre, mais avancera quand même par rapport au paysage (les étoiles), et retrouvera un mouvement direct. En 2007, Mars s'est avancée jusqu'au coeur de la constellation des Gémeaux, mais mi-novembre, elle va débuter son mouvement rétrograde, qui l'amènera à retourner dans le Taureau. Le mouvement direct reprendra début février 2008. Au moment de ses demi-tours, Mars est stationnaire.

La carte suivante, réalisée avec le logiciel Coelix (v.  http://www.ngc7000.com/fr/coelix/ ), montre la trajectoire de Mars tous les dimanche 0h TU (c'est souvent la nuit de samedi à dimanche que l'on observe...) durant les 30 semaines qui entourent la date d'opposition.



La magnitude de Mars varie de 0,2 début septembre à -1,6 aux alentours de Noël. Début mars, elle est à nouveau de 0,2. La planète Mars sera un tout petit peu plus brillante que Sirius durant les trois dernières semaines de décembre 2007 et les premiers jours de janvier 2008. À l'oeil nu, elle sera visible sous la forme d'une étoile orange éclatante, mais largement surpassée par Vénus lorsque celle-ci sera visible.

Mars est située sur la portion la plus boréale de l'écliptique (même quelques degrés au-dessus). La nuit de Noël, elle sera à +26°46' de déclinaison. Cela à plusieurs conséquences très intéressantes :
- Elle culminera très haut dans le ciel. Environ 70° de hauteur pour un observateur au centre de la France. Elle sera donc moins affectée par la turbulence qu'en 2003 (en 2005 elle était haute également, mais un peu moins).
- Elle sera visible longtemps dans le ciel. Ainsi, la nuit de Noël, à la latitude de mon village, elle se couche 19h46 après son lever ! (Elle se lèvera chez moi à 15h23 TU pour se coucher à 8h09 TU). Surtout : elle sera à une hauteur décente durant plusieurs heures.

De plus :
- La distance à la Terre ("Dist. T.") diminue jusqu'à 0,59 UA, soit un peu plus de 88 millions de km. C'est quelques jours avant l'opposition que cela se produit. Pourquoi ça ne coïncide pas avec l'opposition ? Parce que la distance Terre-Soleil décroît très très légèrement en décembre, tandis que (surtout) la distance Mars-Soleil croît légèrement (comme on le voit dans la colonne "Dist. S.") Ainsi, quelques jours avant l'opposition, la Terre s'approche légèrement de Mars du fait qu'elle s'aligne avec elle, mais Mars s'éloigne du Soleil.
- Mars présente au mieux un diamètre de 15,9". C'est très petit ! En 2005, le diamètre avait atteint 20". En outre, dès la mi-février le diamètre de Mars sera inférieur à 10". Cela signifie que Mars va être difficile à observer, et pendant une très courte période. Mais j'ai une autre mauvaise nouvelle : il faudra attendre avril 2016 pour que Mars atteigne à nouveau ces 15,9" de diamètre (en avril 2014 et durant quelques jours, elle atteindra tout juste 15,0"). J'expliquerai pourquoi plus loin.
- Le pourcentage d'illumination est toujours supérieur à 90 %, valeur correspondant à une phase gibbeuse. Cela est dû au fait que nous la voyons alors de côté par rapport à la direction Terre-Soleil. En fait, l'instant où le pourcentage d'illumination est le plus petit correspond à la quadrature.

Bref, la planète Mars sera visible à l'oeil nu jusqu'à l'été 2008. Cet hiver, elle sera un astre éclatant trônant au milieu du ciel d'hiver, visible toute la nuit. Puis, semaine après semaine, elle va faiblir lentement est se coucher de plus en plus tôt. À partir du printemps, ce ne sera plus qu'un astre de première grandeur, surpassé par Spica puis Régulus, et se couchant peu après minuit. À partir de l'été, on ne pourra la voir que peu de temps après le coucher du Soleil, et son éclat ne rivalisera plus qu'avec les étoiles de la Grande Ourse.

Remarque : entre le 22 et le 24 mai, Mars traversera l'amas de la Crèche (M44).

2/ Les oppositions de Mars.

Pour comprendre le mouvement de la planète Mars sur la voûte céleste, et pour comprendre comment elle va se présenter à nous, il faut connaître son mouvement réel, dans le Système Solaire.

Voici quelques données :
- Diamètre : 6794 km à l'équateur, 6750 km aux pôles ( soit 53 % du diamètre terrestre).
- Période de rotation sidérale : 24h37m22,663s (proche des 23h56m04,091s de la Terre).
- Période de révolution sidérale : 686,930 jours (un peu moins de 2 ans).
- Inclinaison moyenne de l'équateur : 25,19° (proche des 23,44° de la Terre).
- Plus petite distance Mars-Soleil : 1,381 UA (206,6 millions de km) - périhélie.
- Plus grande distance Mars-Soleil : 1,666 UA (249,2 millions de km) - aphélie.

Le schéma qui suit, généré par Coelix, montre la position de la Terre et de Mars le 25/12 à 0h TU :



Sur ce schéma, les planètes tournent dans le sens inverse des aiguilles d'une montre (c'est le Système Solaire vu du pôle nord). Comme on le voit, l'orbite martienne n'est pas tout à fait circulaire. Lorsque Mars est située en haut à droite du schéma, elle est éloignée du Soleil. Au contraire, en bas à gauche, elle est plus proche. Le petit tiret bleu-clair indique d'ailleurs la position du périhélie, c'est-à-dire le point de l'orbite martienne où celle-ci est le plus près du Soleil. Mars est alors à "seulement" 206,6 millions de km. En haut à droite, elle est à l'aphélie à 249,2 millions de km. Mars était au périhélie le 04/06 dernier. Elle atteindra l'aphélie le 13 mai 2008.

Un tiret bleu similaire indique le périhélie de la Terre : comme on le voit, la Terre est au plus près du Soleil début janvier. Cela peut paraître surprenant, mais en réalité l'orbite terrestre est presque circulaire, aussi la notion de périhélie et d'aphélie n'a pas d'influence. Ainsi, la distance minimale possible à l'opposition entre la Terre et Mars est d'environ 0,38 UA (1,38-1), soit 57 millions de km, et la distance maximale possible à l'opposition est d'environ 0,67 UA (1,67-1), soit 100 millions de km. Si l'opposition se produit lorsque Mars est au périhélie, elle est alors presque deux fois plus proche que si l'opposition se produit lorsque Mars est à l'aphélie !

L'opposition 2007 se produit alors que Mars est un peu plus proche de l'aphélie que du périhélie, c'est pourquoi Mars reste à près de 90 millions de km. On n'est pas loin de la distance maximale possible, c'est pourquoi on peut dire que l'opposition martienne de 2007 est une opposition défavorable.

Qu'en sera-t-il à la prochaine opposition ? 686,930 jours plus tard, Mars sera à nouveau à la même position que la nuit de Noël 2007, mais la Terre n'aura pas bouclé complètement son deuxième tour (car cela représente seulement 1,881 anées. Il faudra donc attendre encore nu bon mois pour que la Terre "rattrape" Mars et se réaligne avec. Aussi l'opposition suivante se produira-t-elle un peu plus loin. Voici le schéma de l'opposition du 29/01/2010 (toujours fait par Coelix) :



(Remarque importante : entre ce schéma et le précédent, il s'est écoulé un peu plus de deux ans, donc la Terre a complété deux orbites et Mars en a complété une. Il ne faudrait surtout pas croire que la Terre et Mars se sont contentées de parcourir une fraction d'orbite chacun !)

C'est encore pire ! Au moment de l'opposition, Mars est presque à l'aphélie, c'est pourquoi la distance à l'opposition est de 99 millions de km. C'est très défavorable. Deux ans et un mois plus tard, Mars a fait un peu plus d'un tour, et la Terre un peu plus de deux tours, d'où une nouvelle opposition (le 3 mars 2012) :



C'est une opposition aphélique : Mars est en opposition alors qu'elle est au plus loin du Soleil. On ne peut pas faire pire ! La distance Terre-Mars est, à l'opposition, de 101 millions de km (et bien sûr elle est encore plus grande avant et après l'opposition).

Lors de l'opposition suivante, Mars a parcouru un peu plus d'un tour lorsque la Terre en a parcouru un peu plus de deux, et voilà la position de la Terre et Mars le 8 avril 2014 :



Puis le 22 mai 2016 :



Comme on le voit, cette fois l'emplacement de Mars lors de l'opposition se rapproche du périhélie, aussi la distance Terre-Mars à l'opposition est-elle de plus en plus faible, et l'opposition devient de plus en plus favorable.

Le 27 juillet 2018 :



Et le 14 octobtre 2020 :



Ces deux dernières oppositions sont favorables.

De tout ça, on peut en déduire plusieurs choses :
- Il y a des oppositions plus ou moins favorables, selon la distance de Mars au Soleil lors de l'opposition.
- Les oppositions périhéliques se produisent lorsque Mars est presque au plus près du Soleil au moment de l'opposition. La distance Terre-Mars est alors de l'ordre de 60 millions de km et la planète présente un diamètre de 20" à 25".
- Les oppositions aphéliques se produisent lorsque Mars est au plus loin du Soleil au moment de l'opposition. La distance Terre-Mars atteint alors 100 millions de km et la planète présente un diamètre apparent inférieur à 15".
- Les opposition ont lieu tous les 2 ans et quelques. Le "et quelques" est variable (il est plus long quand les oppositions sont favorables).
- Il existe un cycle des oppositions, qui dure 15 ans et demi, soit 7 ou 8 opposition.
- D'un cycle à l'autre, il y alternance de "vraies oppositions périhéliques" (comme en 2003 : Mars était alors quasiment pile poil au périhélie) et de "doubles oppositions presque périhéliques" (comme en 1986/1988, ou comme en 2018/2020 : la première a lieu un peu avant le périhélie, la seconde un peu après). (Ces termes sont entre guillemets car ce ne sont pas des termes officiels.)

Voici un tableau récapitulatif des prochaines oppositions (distances en millions de km) :

Date Dist.   T-M   Diam.  Magn. Const. Décl.

25/12/2007   88,7  15,8"  -1,6  Gem  +26°46'
29/01/2010   99,3  14,1"  -1,3  Cnc  +22°06'
03/03/2012  100,9  13,9"  -1,2  Leo  +10°14'
08/04/2014   93,0  15,0"  -1,5  Vir  -05°10'
22/05/2016   76,3  18,3"  -2,1  Sco  -21°37'
27/07/2018   57,8  24,2"  -2,8  Cap  -25°32'
14/10/2020   62,7  22,3"  -2,6  Psc  +05°20'


Maintenant, quelques mauvaises nouvelles :
- Comme on le voit, il faut attendre 2016 - neuf ans ! - pour que Mars soit à une distance plus petite que lors de l'opposition de cette année.
- Les périodes entre deux oppositions aphéliques sont plus courtes que les périodes entre deux oppositions périhéliques. C'est pour ça que sur les schémas précédents, il y a plus d'oppositions dans la "mauvaise moitié" de l'orbite de Mars que dans la "bonne moitié". Les oppositions favorables sont moins nombreuses que les oppositions défavorables. (2007 est la moins défavorables de sa catégorie.)
- La distance Terre-Mars ne reste proche de son minimum que quelques semaines autour de l'opposition. Cela signifie que, en gros, on n'a que deux mois pour observer la planète Mars tous les deux ans-et-quelques. Et comme toutes les oppositions ne sont pas favorables, autant dire que sur un cycle de 15 ans, on n'a pas beaucoup de temps pour l'observer ! Tout le contraire de Jupiter. Mars est une planète rare.
- Et je n'ai pas tout dit : regardez sa déclinaison. Lorsque Mars est en opposition périhélique, elle est située dans le Capricorne ou le Verseau, à déclinaison négative. Les observateurs de l'hémisphère nord ne sont pas gâtés ! Ainsi, les bonnes oppositions, pour l'hémisphère nord, sont les oppositions favorables qui suivent le périhélie. Ainsi, lors du dernier cycle, 2001 était a priori une opposition favorable, mais Mars était si basse qu'on n'y voyait rien. 2003, l'opposition périhélique, a été favorable, mais surtout 2005 : bien qu'un peu plus lointaine, Mars était nettement plus haute dans le ciel.
- Pour nous (hémisphère nord), il n'y a donc en gros qu'une ou deux oppositions favorables tous les 15 ans : 1988, (1990) ; 2003, 2005 ; 2020, (2023), etc.

Oui, Mars est une planète rare !

3/ Les saisons martiennes.

Comme on l'a vu plus haut, Mars est inclinée de 25°, c'est pourquoi elle présente des saisons. Lorsque le pôle nord martien est incliné vers le Soleil, c'est l'été dans l'hémisphère nord et l'hiver dans l'hémisphère sud. Lorsque le pôle sud martien est incliné vers le Soleil, c'est le contraire. Il est très utile de savoir quelle est la saison martienne.

Regardez l'un des schémas ci-dessus. Les longitudes héliocentriques (L) sont indiquées (0°, 90°, 180° et 270°). Mars est à la longitude 0° lorsqu'elle traverse l'axe marqué 0°. Ainsi, au moment de l'opposition 2007, sa longitude héliocentrique vaut environ L = 93°. Pour l'opposition 2020 : L = 20° envirion.

Voici ce qu'il faut savoir :
- Quand L = environ 85°, c'est l'équinoxe de printemps dans l'hémisphère nord. Au télescope, l'équateur traverse le centre du disque martien, aucun pôle n'est tourné vers nous. Lors de l'opposition 2007, ce sera tout juste le début du printemps dans l'hémisphère nord.
- Quand L = environ 175°, c'est le solstice d'été dans l'hémisphère nord. Mars tourne vers nous son pôle nord. Bien entendu, dans l'hémisphère sud, c'est le solstice d'hiver. Les oppositions aphéliques se produisent aux environs du solstice d'été.
- Quand L = environ 265°, c'est l'équinoxe de printemps dans l'hémisphère nord. Mars est vue de profil et aucun pôle n'est tourné vers nous.
- Quand L = environ 355°, c'est le solstice d'hiver dans l'hémisphère nord. Mars tourne vers nous son pôle sud (où c'est l'été). Cette configuration se retrouve lors des oppositions périhéliques.

Connaissant la longitude héliocentrique de la planète Mars (fournie par exemple par les logiciels), vous pouvez savoir quelle est sa saison. On peut aussi en déduire la visibilité des calottes polaires. En effet, pour observer une calotte polaire, il faut réunir deux conditions :
- 1° que la calotte n'ait pas fondu ;
- 2° que le pôle en question soit tourné vers nous.

Les calottes polaires se forment peu à peu durant l'automne de leur hémisphère. Elles atteignent leur extension maximale à la fin de l'hiver. Durant le printemps, elles se rétractent et disparaissent à la fin du printemps (en gros - en fait, la calotte nord et la calotte sud n'ont pas tout à fait le même comportement). En hiver, la calotte est invisible car son pôle n'est pas visible depuis la Terre. En été, le pôle est visible mais la calotte a disparu... C'est donc en général au printemps que les calottes polaires sont les mieux visibles, les plus étendues, car elles n'ont pas fondu et leur pôle est tourné vers nous. On voit que :
- La calotte nord est bien visible lors des oppositions aphéliques.
- La calotte sud est bien visible lors des oppositions périhéliques.

Plus de précisions d'après Le Guide de l'observateur (P. Martinez, édition de la S.A.P.) :

- La régression de la calotte polaire nord a lieu entre L = 145° et L = 175° (fin du printemps boréal). La fonte est rapide, la calotte se fracture. Après L = 250° (fin de l'été), un minuscule résidu subsiste.
- La régression de la calotte polaire sud a lieu entre L = 310° et L = 360° (fin du printemps austral). Durant sa fonte, elle est entourée d'une bordure sombre (celle au nord aussi, en fait - il s'agit de la zone où la glace vient de fondre, ça rend le sol plus foncé). À la fin de l'été, la calotte peut disparaître.

Un exemple : l'opposition 2005 (la dernière opposition favorable avant 2020).

Voici un schéma au moment de l'opposition, le 07/11 :



Comme on le voit, ce n'est pas vraiment une opposition périhélique, juste une opposition favorable. La distance minimale était quand même de 70 millions de km et le diamètre apparent de 19,9", ce qui n'est pas trop mal. Voici ce qu'on peut dire des saisons martiennes aux alentours de l'opposition :

- Durant l'été 2005 (je parle de notre été à nous !) Mars atteignait le périhélie (date précise : le 18/07). C'est alors la fin de l'automne dans l'hémisphère nord. Le pôle tourné vers nous est donc le pôle sud, où c'est la fin du printemps. La calotte polaire sud est en train de se rétracter mais est bien visible. Quand j'aurai le temps, je remettrai au propre un dessin réalisé en juillet 2005 : on y voit une calotte encore relativement étendue. Et en août, elle est déjà un peu plus petite (là encore, dessin à remettre au propre...)

- Août, septembre, octobre passent. Le solstice d'été pour l'hémisphère sud a eu lieu durant cette période. C'est alors que la planète est la plus inclinée par rapport à la Terre et présente au mieux son pôle sud. Mais la calotte est devenue minuscule, puis a disparu. Voici un dessin réalisé (avec l'Orion Optics 300/1200) le 09/10/2005, où l'on voit une toute petite calotte sud (rappel : le télescope inverse les images, le sud est donc en haut) :



Après l'opposition, l'été s'avance et la calotte a disparu. De l'autre côté, on imagine bien que la calotte nord a dû entièrement se reformer, mais le pôle nord nous est caché... Voici un dessin réalisé juste après l'opposition, 16/11/2005, toujours au 300 mm :



L'endroit où doit se trouver la calotte sud correspond peut-être à la petite tache à peine plus claire que les alentours. C'est peut-être une espèce de flaque...

Les mois suivants, l'été passe, puis vient l'automne. Mais les saisons martiennes sont environ deux fois plus longues que les notres, aussi Mars est-elle redevenue invisible, derrière le Soleil, lorsque sa calotte sud a recommencé à se former.

Cette année, Mars est redevenue visible alors qu'on était en plein été dans l'hémisphère sud, c'est pourquoi la calotte polaire sud était invisible. La nuit de Noël, ce sera l'opposition, mais aussi le début de l'automne depuis quelques jours. Mars sera vue presque exactement de profil. Peut-être assisterons-nous à la reformation de la calotte polaire sud dans les semaines qui suivront ? D'un autre côté, le pôle sud ne sera alors plus visible, c'est le pôle nord qui le sera de plus en plus, et dans l'hémisphère nord, ce sera alors le début du printemps. On pourra donc peut-être assister à la fonte de la calotte nord ? Je ne sais pas, mais c'est à suivre !

En conclusion : en observant Mars le plus tôt possible et le plus tard possible autour de la date d'opposition, même si on ne voit pas grand chose, on peut étudier le cycle de formation des calottes polaires. Lorsque la calotte est bien visible, elle l'est même à petit diamètre, formant un petit point blanc qui se détache nettement, par sa blancheur immaculée. La calotte n'est donc pas un objet difficile. Quand elle n'est pas visible, eh bien c'est déjà une observation qui vaut la peine d'être faite : il n'y a pas de calotte.

D'autres phénomènes saisonniers sont observables sur Mars. Le Guide de l'observateur en recense quelques-uns, mais on trouve plus de détails ici :  http://www.dustymars.net/Observing_Mars_2.html . Remarque : sur ce site, les phénomènes saisonniers sont indiqués en fonction du paramètre Ls, qui est la longitude aréocentrique ("aréo" = Mars) Ainsi, Ls = 0° pour l'équinoxe de printemps dans l'hémisphère nord (donc pour L = 85°). Je ne l'ai pas utilisée car les logiciels fournissent en général plutôt la longitude héliocentrique (que j'ai noté L). On notera que cette page (que je viens de trouver à l'instant en cherchant sur Internet des renseignements plus précis ) est un Keskifovoir bien mieux fait que le mien. Mais le mien est en français, na ! La page de départ semble passionnante aussi :  http://www.dustymars.net/Observing_Mars.html .

4/ La rotation martienne.

Un autre phénomène facile à observer, ce sont les phases de Mars. Regardez à nouveau le dessin du 09/10/2005 : la planète n'est pas tout à fait ronde, elle est légèrement gibbeuse. Mars n'est en exactement pleine que lors de l'opposition. Mais en fait, durant quelques semaines autour de l'opposition il est quasi impossible de se voir qu'elle est un tout petit petit peu gibbeuse. C'est aux alentours des quadratures que les phases sont les plus faciles à remarquer. Elles sont alors à la portée d'un télescope de diamètre relativement petit, pourvu que les images ne soient pas trop turbulentes. Essayez de noter de semaine en semaine la disparition de la phase puis sa réapparition.

Avant l'opposition, le côté de Mars correspondant à la phase est celui qui entre dans la nuit. La phase montre le soir. Après l'opposition, la phase montre le matin. En effet, Mars tourne sur elle même dans le même sens que la Terre. Si l'image est à l'endroit (nord céleste en haut, est céleste à gauche), le disque martien tourne de la gauche vers la droite. La phase est à droite avant l'opposition (car le Soleil est à gauche de Mars, donc éclaire la partie gauche), donc les formations martiennes s'y "couchent". Après l'opposition, la phase est à gauche (car le Soleil est à droite) et les formations martiennes se "lèvent" du côté de la phase. Or, au petit matin, il y a souvent de la brume (je ne sais pas si c'est pour une raison similaire à chez nous). C'est pourquoi le limbe à gauche de Mars (si l'image est à l'endroit) est souvent clair (presque blanc). C'est le cas aux alentours de l'opposition, quand Mars ne présente aucune phase, puis après l'opposition (du côté de la phase). On voit bien cet effet sur le dessin du 16/11 (v. plus haut) : le limbe à droite de Mars (sur ce dessin, l'image est inversée) est blanc. Il en est de même pour la région boréale, là encore à cause de brumes.

Mais l'effet de la rotation martienne le plus facile à mettre en évidence, pourvu qu'on arrive à repérer des formations sur le disque (ce qui n'est pas forcément évident lors des oppositions aphéliques ou lorsque sa déclinaison est basse), c'est le fait que Mars tourne sur elle même.

Au cours d'une même nuit, on peut voir défiler le globe martien. Voici trois dessins réalisés lors de la Grande Opposition de 2003 :





Ils ont été réalisés la nuit du 21 au 22 juillet à 0h00, 1h55 et 3h20 (TU) avec un Kepler 200 mm. Le nord est en bas (vision télescopique), c'est pourquoi la planète tourne de droite à gauche. Notez la calotte polaire sud, encore relativement étendue (on approche de la fin du printemps austral, et la calotte est en train de se réduire semaine après semaine), bordée d'une couronne sombre (qui correspond à la zone qui vient de fondre). En outre, la calotte commence à se fracturer (le morceau sombre à l'intérieur de la calotte va grandir et isoler une petite zone). En bas à droite, on voit un peu de brume. Il s'agit de la brume du petit matin, mais elle ne s'est formée que dans l'hémisphère nord (où c'est la fin de l'automne).

Mais que se passe-t-il si on observe à la même heure, chaque nuit ? Eh bien Mars tourne sur elle même à peine moins vite que la Terre, de sorte qu'on verra quasiment les mêmes formations. Par exemple, le dernier dessin de la série précédente, correspondant à la planète Mars vue le 22/07 à 3h20 TU, pourrait être refait le lendemain vers 4h00 TU : Mars aura alors fait exactement un tour sur elle même et présentera à nouveau la même formation. Mais à 3h20 TU, on verra la planète dans un état intermédiaire entre les deux derniers dessins. Ainsi, si on observe la planète systématiquement à la même heure, elle semble tourner lentement dans le sens contraire de sa rotation (avec l'image inversée nord en bas, elle semble tourner lentement vers la gauche).

En pratique, du fait qu'on ne peut pas observer 24 heures sur 24, on ne peut voir de Mars qu'une zone précise en longitude. Eh bien de nuit en nuit, cette zone se décale peu à peu vers la droite (si l'image est à l'endroit), c'est-à-dire vers l'ouest céleste. Par exemple, à la mi-novembre 2005, je pouvais observer la région entourant le Lac du Soleil et la baie de l'Aurore (v. plus loin), comme le montre le dessin réalisé le 16/11. Mais une semaine plus tard, c'est la région de la Grande Syrte qui était bien visible, et il fallait attendre la fin de la nuit pour revoir la baie de l'Aurore. De jour en jour, de nouvelles formations apparaissent, mais en début de nuit, puis défilent les régions vues auparavant, mais avec du retard...

5/ Géographie martienne.

(Il paraît qu'on peut employer le terme aréographie...) Voici une carte de la surface martienne, vue au télescope (nord en bas), générée par le logiciel Coelix :



La petite image de droite montre l'aspect télescopique (nord en bas) de la planète Mars le 24/12/2007 à 0hTU (donc en fait le 25 à 1h du matin heure d'hiver). On y distingue une petite calotte sud et une plus grande calotte nord. Je ne sais pas si le logiciel tient compte des longitudes héliocentriques pour représenter ça. La carte de gauche est coupée par des courbes qui séparent la portion visible (à gauche et une petite partie à droite) de la portion cachée.

Les noms latins, ça sonne bien, mais je trouve que c'est encore plus beau en français. "Aurorae Sinus", c'est pas mal, mais "Baie de l'Aurore", c'est encore mieux, non ? Et puis, après tout, on a l'habitude de traduire les noms lunaires : Mer de la Tranquillité, Golfe des Iris, Océan des Tempêtes, etc. C'est pourquoi je propose une traduction des principaux noms de formations martiennes (réalisées avec l'aide de dictionnaires trouvés sur Internet, car le latin, pour moi, c'est du chinois) :

- Mare Cimmerium = la Mer des Cimmériens (ou Mer Ténébreuse ?)
- Mare Tyrrhenum = la Mer Tyrrhénienne
- Elysium = l'Élysée
- Utopia = l'Utopie
- Umbria = l'Ombrie ?
- Iapygia = l'Iapygie (c'est une région au sud de l'Italie...)
- Syrtis Major = la Grande Syrte
- Hellespontus = l'Hellespont
- Sinus Sabaeus = la Baie de Saba (Saba, comme la reine de Saba je suppose)
- Sinus Merdiani = la Baie du Méridien
- Mare Erythraeum = la Mer Erythrée (Mer Rouge ?)
- Tithonius Lacus = le Lac de Tithon (c'est le mari de l'Aurore)
- Solis Lacus = le Lac du Soleil
- Bosphorus = le Bosphore
- Mare Sirenum = la Mer des Sirènes
- Amazonis = l'Amazonie
- Olympus Mons = le Mont Olympe (le plus haut volcan du Système Solaire)
- Arcadia = l'Arcadie

D'autres grandes régions ne sont pas indiquée sur la carte :
- La zone qui relie l'Hellespont et la Mer Érythrée s'appelle Pandorae Fretum = le Détroit de Pandore.
- L'extrémité de la Mer Érythrée du côté du Lac de Tithon (donc en bas à droite) s'appelle Aurorae Sinus = la baie de l'Aurore (normal de la trouver à côté de Tithon).
- L'espèce de petite tache sombre sur l'équateur, à 60° de longitude en bas de la Mer Érythrée s'appelle Juventae Fons = la Fontaine de Jouvence.
- La région sombre en haut de la Mare Acidalium s'appelle le Lac du Nil (Niliacus Lacus). C'est lui qui émerge de la brume boréale sur le dessin du 16/11/2005 (en bas du dessin).

Le méridien zéro est centré entre les deux "fourches" de la Baie du Méridien (ce qui explique son nom). Les longitudes sont comptées de 0° à 360° vers l'ouest de la planète (l'ouest de la planète, c'est vers l'est de la voûte céleste), c'est-à-dire vers la droite sur la carte (nord en bas). Par exemple, le Lac Pourpre (Phoenicis Lacus) est situé à environ 15° sud et 105° de longitude (il n'est pas dessiné sur la carte, mais je l'ai déjà vu au 300 mm en 2005 - sur la carte, il est à droite du Lac de Tithon).

On appelle méridien central le méridien qui passe par le centre du disque martien vu de la Terre. Sa longitude indique quelle partie du disque martien sera visible. Par exemple, sur la carte ci-dessus, le méridien central est de 219,54° (c'est indiqué en bas à droite). Cela indique que l'Élysée et la mer Cimmérienne (qui ont à peu près cette longitude) seront en gros au centre du disque. Connaître à l'avance la longitude du méridien central permet de savoir si l'on va voir la Grande Syrte, la Mer Érythrée ou la Mer des Sirènes par exemple. Les magazines le fournissent pour des heures précises. Il faut faire un petit calcul pour le connaître à une heure quelconque, en tenant compte de la rotation martienne. Pour ma part, j'utilise des logiciels comme Coelix, donc je ne m'embête pas à calculer ça - et ne comptez pas sur moi pour vous indiquer la marche à suivre...

6/ Observer et dessiner Mars.

Autant le dire tout de suite, c'est en dessinant Mars qu'on finit par voir plein de choses dessus. Pour deux raisons :
- Quand on regarde Mars sans le dessiner, on risque de ne pas s'y attarder plus de cinq minutes. Quand on le dessine, on y reste plus longtemps, parfois bien plus longtemps. Du coup, on augmente les chances de tomber sur une courte interruption de la turbulence. Ces "trous de turbulence" se produisent fréquemment, mais sont très courts. Durant une soirée, on aura peut-être eu une image pourrie de Mars durant trois heures, sauf deux minutes magnifiques : une minute à 21h30, trente secondes à 22h15 et encore trente secondes à 23h25. Mais ça vaut le coup d'attendre !
- Le dessin exerce l'oeil, ou plutôt il exerce le cerveau.

Quelques conseils :

- Même à très fort grossissement, Mars est minuscule. Les dessins que j'ai présenté ont été réalisés lors de nuits exceptionnellement calmes, et sont considérablement amplifiés. Le "jeu" consiste à essayer de voir le plus de choses sur une minuscule bille très lumineuse. Il est nécessaire d'avoir de l'expérience, donc : observez Mars le plus souvent possible.
- Soyez réaliste. 2007 est une opposition plutôt défavorable et Mars est minuscule. Un petit diamètre fera ce qu'il pourra et décevra peut-être son propriétaire. J'ai vu Mars à plusieurs reprises au 300 mm cette année, et je me suis résigné à ne pas voir autant de choses qu'en 2005. La différence est nette.
- Dans tous les cas, vérifiez systématiquement 1° la collimation (Mars réclame un télescope collimaté, surtout cette année) et 2° la turbulence. Pointez une étoile brillante et examinez son aspect à fort grossissement (manipe usuelle que je ne détaillerai pas), puis défocalisez à fond : est-ce que ça bouillonne ? Si oui, c'est turbulent, Mars risque de ne pas montrer grand chose...
- Pour le dessin, préparez un rond à l'avance pour figurer Mars, par exemple en retournant une petite tasse et en traçant son contour. Si on dessine le rond à l'oculaire, sans compas, il ne sera pas tout à fait rond, et tout le dessin sera déformé. Et je sais de quoi je parle...
- Quand vous voyez une plage sombre, demandez-vous s'il n'y a pas quelque chose dedans, si elle est vraiment uniforme, si son contour est rond ou irrégulier, etc. Bref, posez-vous des questions. Si à première vue c'est une sorte de petit rond flou, eh bien refusez cette conclusion (je dis bien : à "première vue", car si après une heure d'inspection intensive c'est toujours un petit rond flou, heu... OK c'est bon !)
- Même chose pour une plage claire. Un exemple : durant l'opposition 2005, il fallait se forcer pour voir quelque chose dans l'hémisphère nord, très clair et même uniformément clair à première vue. Mais en faisant bien attention et en attendant les trous de turbulence, on pouvait percevoir des formations à peine plus sombres (genre l'Élysée - v. carte ci-dessus). Or un soir, en y faisant attention, je détecte un petit rond encore plus clair (de peu - ça n'était pas visible au premier coup d'oeil, cela dit ce n'était pas trop difficile). Tiens, une petite tache blanche ronde ? Le lendemain, je découvrais sur Internet que cette formation avait été photographiée par les amateurs : il s'agissait d'un nuage accroché au volcan Olympe ! Sans le dessin, je l'aurais manqué !
- Les plages sombres et claires peuvent être marquées avec des cotes d'intensité (de 0 = noir à 10 = blanc par exemple, ou le contraire). Ça permet de réaliser une mise au propre fidèle. Je préfère ne pas mettre au propre directement à l'oculaire car il faudrait que je passe du temps à faire un beau dessin (gommage, coloriage, estompage, etc.), or je préfère passer du temps à observer la planète.

Je n'ai pas parlé de filtres parce que je préfère observer sans. Mais c'est peut-être une question de goût. Beaucoup de gens trouvent Mars trop lumineuse. Pas moi. Et pourtant je l'observe avec un 300 mm et un 495 mm à moins de 1xD...

Voici un exemple de brouillon (13/11/2005 au T300/1200 - on voit quasiment la même chose que sur le dessin ci-dessus du 16/11) :



(à noter que c'est une deuxième tentative, après un premier dessin raté...)

7/ Autres observations.

Je donne juste quelques idées en vrac :
- Étude de la météo martienne. En fonction de la saison, il y a des nuages de poussière, des tempêtes, etc. Par exemple, lors de l'opposition de 2001, Mars était très basse dans le Scorpion et, bien que proche de la Terre, on n'y voyait pas grand chose. Eh bien une immense tempête de poussière avait recouvert le sol martien d'une couche uniforme durant plusieurs semaines au moment de l'opposition, de sorte qu'on ne voyait en fait plus rien du tout sur la planète !
- Recherche de Phobos et Deimos. Les satellites de Mars restent plus faible que la magnitude 10, même à l'opposition. La nuit de Noël 2007, Phobos sera de magnitude 11,7 et Deimos 12,7. Ça pourrait sembler faisable, mais voir ces deux satellites est en réalité très difficile à cause de leur proximité avec l'éclatante planète Mars (elle est 200.000 fois plus lumineuse que Phobos !) Il faut essayer avec un télescope de diamètre conséquent et de qualité optique excellente (zéro diffusion). Certaines personnes y sont parvenues en photo et même visuellement (à ma connaissance, le plus petit télescope ayant accompli cette prouesse est un Mewlon 210 mm, mais équipé d'un bricolage pour cacher Mars je crois). Je n'y suis jamais parvenu, même avec le 495 mm...

On pourra consulter le site de la S.A.F. :  http://www.saf-lastronomie.com/grpmars.htm , qui donne plein d'informations pour une observation plus "sérieuse" de Mars.

Une autre adresse intéressante, celle des extraordinaires dessins de Nicolas Biver :  http://wwwusr2.obspm.fr/~biver/marsnews.html .

Pour finir, voici un dessin réalisé lorsque j'étais étudiant, lors de l'opposition 1995. Il s'agissait d'une opposition aphélique et Mars (dans le Lion) avait alors 13,5" de diamètre. Je pense que ce dessin montre ce qu'on pourra voir cette année avec un télescope de moyen diamètre.



Comme on l'a vu plus haut pour une opposition aphélique, c'est la calotte polaire nord qui est visible. Ici, elle doit être en régression puisqu'elle est entourée d'une bordure sombre (normal : quand la calotte est au mximum, donc en hiver, le pôle n'est pas tourné vers nous). En haut du dessin, on peut voir (de gauche à droite) la Mer des Cimmériens, la Mer Tyrrhénienne et la Grande Syrte qui commence à apparaître à droite.