Mars (planète)

Mars(prononcé enfrançais:/maʁs/) est la quatrièmeplanèteduSystème solairepar ordre croissant de la distance auSoleilet la deuxième par ordre croissant de la taille et de la masse. Son éloignement au Soleil est compris entre 1,381 et 1,666au(206,6 à249,2 millionsde kilomètres), elle a unepériode orbitalede669,58 joursmartiens (686,71 joursou1,88 annéeterrestre).
C’est uneplanète tellurique, comme le sontMercure,Vénuset laTerre. Elle est environ dix fois moins massive que la Terre, mais dix fois plus massive que laLune. Sa topographie présente des analogies aussi bien avec la Lune, à travers sescratèreset sesbassins d'impact, qu'avec la Terre, par ses formations d'originetectoniqueetclimatiquetelles que desvolcans, desrifts, desvallées, desmesas, des champs deduneset descalottes polaires. Le plus haut volcan du Système solaire,Olympus Mons(qui est unvolcan bouclier), et le plus grandcanyon,Valles Marineris, se trouvent sur Mars.
Mars a aujourd'hui perdu la presque totalité de son activitégéologiqueinterne, et seuls des événements mineurs surviendraient encore épisodiquement à sa surface, tels que desglissements de terrain, sans doute desgeysersdedioxyde de carbonedans les régions polaires, peut-être desséismes, voire de rareséruptions volcaniquessous forme de petitescoulées de lave.
Lapériode de rotationde Mars est du même ordre que celle de la Terre et sonobliquitélui confère un cycle des saisons similaire à celui que nous connaissons ; ces saisons sont toutefois marquées par uneexcentricité orbitalecinq fois et demie plus élevée que celle de la Terre, d'où une asymétrie saisonnière sensiblement plus prononcée entre les deux hémisphères.
Mars peut être observée à l’œil nu, par son éclat bien plus faible que celui de Vénus mais qui peut, lors d'oppositionsrapprochées, dépasser l'éclat maximum deJupiter, atteignant unemagnitude apparentede -2,91, tandis que sondiamètre apparentvarie de 25,1 à 3,5secondes d'arcselon que sa distance à la Terre varie de 55,7 à401,3 millionsde kilomètres. Mars a toujours été caractérisée visuellement par sa couleur rouge, due à l'abondance de l'hématiteamorphe —oxyde de fer(III)— à sa surface. C'est ce qui l'a fait associer à la guerre depuis l'Antiquité, d'où son nom enOccidentd'après le dieu de la guerre dans lamythologie romaine,Mars, assimilé au dieuArèsde lamythologie grecque. En français, Mars est souvent surnommée « la planète rouge » en raison de cette couleur particulière.
Avant le survol de Mars parMariner 4en 1965, on pense qu'il s'y trouve de l'eau liquide en surface et que desformes de viesimilaires à celles existant sur Terre peuvent s'y être développées, thème très fécond enscience-fiction. Les variations saisonnières d'albédoà la surface de la planète sont attribuées à de la végétation, tandis que des formations rectilignes perçues dans leslunettes astronomiqueset lestélescopesde l'époque sont interprétées, notamment par l'astronome amateur américainPercival Lowell, comme descanauxd'irrigation traversant des étendues désertiques avec de l'eau issue des calottes polaires. Toutes ces spéculations sont balayées par les sondes spatiales qui étudient Mars : dès 1965,Mariner 4permet de découvrir une planète dépourvue dechamp magnétiqueglobal, à la surface cratérisée rappelant celle de laLune, et uneatmosphèreténue.
Depuis lors, Mars fait l'objet de programmes d'exploration plus ambitieux que pour tout autre objet du Système solaire : de tous les astres que nous connaissons, c'est en effet celui qui présente l'environnement ayant le plus de similitudes avec celui de notre planète. Cette exploration intensive nous a apporté une bien meilleure compréhension de l'histoire géologique martienne, révélant notamment l'existence d'une époque reculée — leNoachien— où les conditions en surface devaient être assez similaires à celles de la Terre à la même époque, avec la présence de grandes quantités d'eau liquide ; la sondePhoenixa ainsi découvert à l'été 2008 de la glace d'eau à une faible profondeur dans le sol deVastitas Borealis.
Mars possède deux petitssatellites naturels,PhobosetDéimos.
QuatrièmeplanèteduSystème solairepar ordre de distance croissante en partant duSoleil, Mars est uneplanète telluriquemoitié 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 (144,8 contre148,9 millionsde kilomètres carrés). Lagravitéy est le tiers de celle de la Terre, soit deux fois celle de la Lune, tandis que la durée du jour solaire martien, appelésol, excède celle du jour terrestre d'un peu moins de40 minutes. Mars est une fois et demie plus éloignée du Soleil que la Terre, sur uneorbitesensiblement pluselliptique, et reçoit, selon sa position sur cette orbite, entre deux et trois fois moins d'énergie solaireque notre planète. L'atmosphère de Marsétant de surcroît plus de150 foismoins dense que la nôtre, et ne produisant par conséquent qu'uneffet de serretrès limité, ce faiblerayonnement solaireexplique que la température moyenne sur Mars soit d'environ−65°C.
Le tableau ci-dessous permet de comparer les valeurs de quelques paramètres physiques entre Mars et la Terre :
La fine atmosphère martienne, où apparaissent desnuageslocalement abondants, est le siège d'une météorologie particulière, dominée par des tempêtes de poussières qui obscurcissent parfois la planète tout entière. Sonexcentricité orbitale, cinq fois plus marquée que celle de la Terre, est à l'origine d'une asymétrie saisonnière très sensible sur Mars : dans l'hémisphère nord, la saison la plus longue est le printemps (198,6 jours), qui excède la plus courte (l'automne,146,6 jours) de 35,5 % ; sur Terre, l'été de l'hémisphère nord, saison la plus longue, n'excède la durée de l'hiver que de 5 %. Cette particularité explique également que la superficie de la calotte polaire australe se réduise nettement plus en été que celle de la calotte polaire boréale.
La distance moyenne de Mars au Soleil est d'environ227,937 millionsde kilomètres, soit 1,523 7au. Cette distance varie entre unpérihéliede 1,381auet unaphéliede 1,666au, correspondant à une excentricité orbitale de 0,093 315. Lapériode orbitalede Mars est de686,96 joursterrestres, soit 1,880 8 année terrestre, et lejour solairey dure24 h 39 min 35,244 s.
Des sept autres planètes que compte le Système solaire, seuleMercurepossède une excentricité plus élevée que celle de Mars. Toutefois, par le passé, l'orbite de Mars aurait été plus circulaire qu'aujourd'hui, avec une excentricité d'environ 0,002 il y a1,35 milliond'années. 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, de sorte qu'elle devrait encore croître au cours des 25 000 prochaines années.
L'obliquitédésigne l'inclinaison de l'axe de rotationd'une planète sur son planorbitalautour duSoleil. L'obliquité de Mars est actuellement de 25,19°, proche de celle de la Terre, mais connaît des variations périodiques dues auxinteractions gravitationnellesavec les autresplanètesduSystème solaire. Ces variations cycliques ont été évaluées par simulations informatiques dès les années 1970comme ayant une périodicité de 120 000 ans s'inscrivant elle-même dans un super cycle de1,2 milliond'années avec pour valeurs extrêmes 14,9° et 35,5°. Un cycle encore plus long se superposerait à cet ensemble, de l'ordre de10 millionsd'années, dû à unerésonance orbitaleentre la rotation de la planète et son orbite autour du Soleil, susceptible d'avoir porté à 40° l’obliquité de Mars, il y a seulement5 millionsd'années. Des simulations plus récentes, réalisées au début des années 1990, ont de surcroît révélé des variations chaotiques de l'obliquité martienne, dont les valeurs possibles s'inscriraient de11°à49°.
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 évaluation de la valeur de l'obliquité au-delà de quelques dizaines de millions d'années dans le passé ou le futur. 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.
Ces variations d'obliquité induisent des variations climatiques très significatives à la surface de la planète, affectant notamment la répartition de la glace d'eau en fonction des latitudes. Ainsi, la glace tend à s'accumuler aux pôles en période de faible obliquité comme actuellement, tandis qu'elle tend à migrer aux basses latitudes en période de forte obliquité. Les données recueillies depuis le début du siècle tendent à montrer que Mars sortirait en ce moment même d'un « âge glaciaire », notamment en raison de l'observation de structures glaciaires (glaciers, fragments de banquise et pergélisol notamment) jusqu'à des latitudes aussi basses que 30°, et qui semblent connaître une érosion active.
Dans la mesure où lapression atmosphériquemoyenne au sol dépend de la quantité dedioxyde de carbonegelé aux pôles, les variations d'obliquité ont également un impact sur la masse totale de l'atmosphère de Mars, la pression atmosphérique moyenne pouvant même tomber, en période de faible obliquité, à seulement30Pa(à peine 5 % de la pression atmosphérique standard actuelle) et induire un réchauffement de20à30Kdu sous-sol martien en réduisant laconductivité thermiquedurégolithedont la taille moyenne desporesserait comparable aulibre parcours moyendes molécules de gaz dans une atmosphère aussi raréfiée, ce qui bloquerait la dissipation du « flux aréothermique », c'est-à-dire duflux géothermiquemartien. Un tel réchauffement pourrait expliquer de nombreuses formations géologiques impliquant un sous-sol chargé d'eau liquide, sans qu'il soit nécessaire d'invoquer un accroissement passé de la pression atmosphérique ou du flux thermique de la planète.
Mars est la planète extérieure la plus proche de la Terre. La distance qui sépare les deux planètes est la plus faible lorsque Mars est enopposition, c'est-à-dire lorsque la Terre s'intercale entre Mars et le Soleil. Toutefois, compte tenu de l'inclinaison orbitaleet de l'excentricité, 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 du28 août 2003avait lieu précisément à17 h 58 min 49 sUTC. tandis que la plus grande proximité entre les deux planètes avait eu lieu la veille, le27 août 2003à9 h 51 min 14 s UTC(donnéesIMCCE).
Ces oppositions surviennent approximativement tous les780 jours, l'avant-dernière en date s'étant produite le13 octobre 2020, la dernière le 8 décembre 2022 et les prochaines les 16 janvier 2025, 19 février 2027 et 25 mars 2029, puis les 4 mai 2031, 27 juin 2033, 15 septembre 2035, et 19 novembre 2037.
Compte tenu de l'excentricité respective des orbites de Mars et de la Terre, la distance Terre-Mars n'est pas constante à chaque opposition. L'excentricité de Mars étant plus importante que celle de la Terre, c'est lorsque Mars est aupérihélieque le rapprochement est le plus favorable. Cette situation se rencontre tous les quinze ans environ, après sept oppositions. Ainsi, le27 août 2003à9 h 51 min 14 sUTC, Mars était distante de la Terre de55,758 millionsde kilomètres, soit 0,372 7au; c'est la plus grande proximité entre Mars et la Terre depuis 59 618 ans. Un rapprochement encore un peu plus resserré est prévu le28 août 2287, avec une distance de55,688 millionsde kilomètres.
En tenant compte des influences gravitationnelles des autres planètes sur l'excentricité orbitale de Mars, qui continuera à croître légèrement au cours des 25 000 prochaines années, il est possible de prédire des rapprochements encore plus étroits :55,652 millionsde kilomètres le3 septembre 2650et55,651 millionsde kilomètres le8 septembre 2729.
L'étude de la géographie martienne remonte au début des années 1970 avec la sondeMariner 9, qui a permis de cartographier la presque totalité de la surface martienne avec une résolution excellente pour l'époque. Ce sont les données recueillies à cette occasion sur lesquelles s'est notamment fondé leprogrammeVikingpour le développement de ses missionsViking 1etViking 2. La connaissance de la topographie martienne a fait un bond spectaculaire à la fin des années 1990 grâce à l'instrument MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) de la sondeMars Global Surveyor, qui a permis d'accéder à des relevés altimétriques d'une très grande précision sur la totalité de la surface martienne.
Sur Mars, le méridien 0 (zéro) est celui qui passe par le centre du cratèreAiry-0.
Dans le système planétocentrique, développé à partir des données acquises par le MOLA deMars Global Surveyoret aujourd'hui le plus utilisé, les coordonnées géographiques sont exprimées sur Mars dans lesystème décimal— et non dans lesystème sexagésimalutilisé sur Terre — avec les longitudes croissant vers l'est de 0 à360° E, les angles étant calculés à partir du plan équatorial pour les latitudes et à partir duméridien 0pour les longitudes.
Dans le système planétographique, développé à partir des données recueillies parMariner 9et aujourd'hui de moins en moins utilisé, les coordonnées sont exprimées de façon décimale avec les longitudes croissant vers l'ouest de 0 à360° Wen fonction d'un maillage projeté sur la surface de la planète. En pratique, les longitudes planétographiques et planétocentriques se déduisent facilement les unes des autres, en revanche les latitudes planétographiques peuvent être supérieures aux latitudes planétocentriques de plus d'un tiers de degré envaleur absolue.
Le niveau de référence des altitudes martiennes a, quant à lui, été défini arbitrairement comme l'altitude à laquelle la pression atmosphérique moyenne est de610Pa. Ceci permet de définir formellement une surfaceéquipotentielleglobale à partir de laquelle il est possible de calculer les altitudes en chaque point de la planète, bien qu'en pratique la détermination de cette surface soit assez imprécise en raison des importantes fluctuations saisonnières de la pression atmosphérique résultant du fait que ledioxyde de carbone, constituant majoritaire de l'atmosphère de Mars, est en équilibre avec le dioxyde de carbone gelé aux pôles, état d'équilibre qui varie tout au long de l'année au gré des saisons.
Pour en structurer l'étude, la surface de Mars a été divisée par l'USGSen30 régionsde taille semblable, 15 par hémisphère, dont la topographie établie par leMOLAdeMars Global SurveyorpuisTHEMISdeMars Odysseyest disponible sur Internet sous forme de cartes au⁄5 000 000. Chacun de ces quadrangles a été nommé d'après l'un de ses reliefs caractéristiques, mais, dans la littérature, ils sont souvent référencés par leur numéro, préfixé du code « MC » signifiantMars Chart.
Cette division en quadrangles est une méthode générale de cartographie, d'abord développée sur Terre à des échelles variables, puis étendue progressivement aux planètes duSystème solairepour lesquelles les données géographiques sont suffisantes pour devoir être structurées.Vénusa ainsi été divisée en huitquadranglesau⁄10 000 000et en62 quadranglesau⁄5 000 000.
La carte ci-contre permet de repérer les grandes régions martiennes, notamment :
Le trait le plus frappant de la géographie martienne est sa « dichotomie crustale », c'est-à-dire l'opposition très nette entre d'une part un hémisphère nord constitué d'une vaste plaine lisse à une altitude d'une demi-douzaine de kilomètres sous le niveau de référence, et d'autre part un hémisphère sud formé de plateaux souvent élevés et très cratérisés au relief pouvant être localement assez accidenté. Ces deux domaines géographiques sont séparés par une limite très nette, légèrement oblique sur l'équateur. Deux régions volcaniques proches l'une de l'autre se trouvent précisément sur cette frontière géologique, dont l'une est un immense soulèvement de 5 500kmde diamètre, lerenflement de Tharsis, dont la moitié nord-ouest regroupe une douzaine de volcans majeurs parmi lesquelsOlympus Mons, tandis que la région méridionale se compose d'un vaste ensemble de hauts plateaux volcaniques tels queSyria PlanumetSolis Planum, et la partie orientale est marquée par le système decanyonsdeValles Marinerisprolongeant par l'est le réseau deNoctis Labyrinthus. Deux grandsbassins d'impactsont nettement visibles dans l'hémisphère sud,Argyre Planitiaet surtoutHellas Planitia, au fond duquel a été relevée la plus grande profondeur à la surface de Mars, avec une altitude de −8 200mpar rapport au niveau de référence. Le point le plus élevé se trouve quant à lui au sommet d'Olympus Mons, à 21 229mau-dessus du niveau de référence ; cinq des sixmontagnes les plus hautes du Système solaire sont d'ailleurs des volcans martiens, dont quatre se trouvent sur le renflement de Tharsis et le cinquième dans la seconde région volcanique de Mars,Elysium Planitia.
L'étude des bassins d'impact enfouis sous la surface a permis d'établir que la dichotomie crustale martienne remonte à plus de quatre milliards d'années avant le présent, et donc que c'est une structure héritée des premiers âges de la planète. Certaines formations plus récentes à la limite entre les deux domaines suggèrent de surcroît une relaxationisostatiquedes hautes terres du sud après le comblement volcanique de la dépression de l'hémisphère nord, ce qui plaide également pour la grande ancienneté de cette dichotomie.
Deux types de scénarios ont été proposés pour en rendre compte:
La pression et la composition exactes de l'atmosphère de Marssont connues grâce aux premières analysesin situeffectuées en 1976 par lesatterrisseursdes sondesViking 1etViking 2. Le premier observateur à avoir supposé l'existence d'une atmosphère autour de Mars est l'astronome (et compositeur) germano-britanniqueWilliam Herschelqui, en 1783, attribue à la météorologie martienne certains changements observés à la surface de la planète, notamment des points blancs interprétés comme des nuages. Cette hypothèse est contestée au début du siècle suivant grâce aux progrès destélescopesà miroir, qui fournissent des images de meilleure qualité semblant montrer au contraire une surface plus statique, jusqu'à ce que surgisse à la fin duXIXsiècle le débat sur la réalité descanaux de Marsobservés en Italie et popularisés par l'astronome amateur américainPercival Lowell. Un autre Américain,William Wallace Campbell, astronome de profession et pionnier de laspectroscopie, demeure sceptique quant à l'existence d'une atmosphère importante autour de Mars et annonce à l'occasion de l'oppositionde 1909 n'avoir pu détecter aucune trace de vapeur d'eau dans cette éventuelle atmosphère ; son compatrioteVesto Slipher, qui soutient la théorie des canaux, annonce quant à lui le contraire. En se fondant sur les variations d'albédodu disque martien, Percival Lowell estime en 1908 la pression atmosphérique au sol à87mbar(8 700Pa), valeur qui demeure plus ou moins la référence jusqu'aux mesures réalisées par la sondeMariner 4en 1965. La difficulté à analyser la composition de l’atmosphère martienne par spectroscopie est alors généralement attribuée à la présence dediazote, difficile à caractériser par cette technique, et c'est ainsi que l'astronome françaisGérard de Vaucouleurs, qui travaille alors enAngleterre, émet en 1950 l'idée que l'atmosphère martienne serait constituée de 98,5 % dediazote, 1,2 % d'argonet 0,25 % dedioxyde de carbone. À l'observatoire McDonaldduTexas, l'astronome américain d'origine néerlandaiseGerard Kuiperétablit en 1952 à partir du spectreinfrarougede Mars que ledioxyde de carboneest au moins deux fois plus abondant dans l'atmosphère martienne que dans l’atmosphère terrestre, l'essentiel de cette atmosphère devant être, comme la nôtre, constituée selon lui de diazote.
On sait aujourd'hui que Mars possède uneatmosphèreténue dont lapressionmoyenne auniveau de référence martienest par définition de610Pa, avec une température moyenne de210K(−63°C). Elle est composée principalement dedioxyde de carboneCO2(96,0 ± 0,7 %), d'argonAr (1,93 ± 0,01 %) et dediazoteN2(1,89 ± 0,03 %). Viennent ensuite ledioxygèneO2(0,145 ± 0,009 %), lemonoxyde de carboneCO (< 0,1 %), lavapeur d'eauH2O(0,03 %) et lemonoxyde d'azoteNO (0,013 %). Divers autres gaz sont présents à l'état de traces, à des concentrations ne dépassant jamais quelquesparties par million, notamment lenéonNe, lekryptonKr, leméthanal(formaldéhyde) HCHO, lexénonXe, l'ozoneO3et leméthaneCH4, la concentration atmosphérique moyenne de ce dernier étant de l'ordre de 10,5ppb. Lamasse molairemoyenne des constituants gazeux de l'atmosphère de Marsserait de 43,34g/mol.
Compte tenu de la faiblegravitéà la surface de Mars, lahauteur d'échellede cette atmosphère est de 11km, plus d'une fois et demie celle de l'atmosphère terrestre, qui n'est que de 7km. La pression relevée à la surface varie d'à peine30Paau sommet d'Olympus Monset jusqu'à1 155Paau point le plus bas dubassin d'impactd'Hellas Planitia.
Début 2004, lespectromètreinfrarougePFS de la sonde européenneMars Expressdétecte de faibles concentrations deméthane(10ppb) et deformaldéhyde(130ppb) dans l’atmosphère martienne. Le méthane étant détruit par le rayonnement ultraviolet au bout de340 ansseulement, sa présence implique l'existence d'une source interne. Une activitégéothermiqueprofonde, unpergélisolbombardé par les particules à haute énergie durayonnement cosmiqueet une forme de viemicrobienneméthanogènesont autant de sources plausibles. En outre, si l'on considère que le formaldéhyde, dont la durée de vie n'est que de 7 heures, est produit par oxydation du méthane, ces sources doivent être plus abondantes encore. Ainsi, selon cette hypothèse, la production annuelle de méthane est estimée à2,5 millionsde tonnes.
L'eau très pure ne peut exister à l'état liquide qu'en dessous duniveau de référence martien, qui correspond à peu près à la pression dupoint triplede l'eau, soit611,73Pa: à ce niveau, pour peu que la température soit suffisante (0°Cpour de l'eau pure, mais seulement250K(−23°C) pour de nombreuses solutions salines, voire210K(−63°C) pour certains mélangesde solutions d'acide sulfuriqueH2SO4), l'eau peut se trouver sous ses trois états physiques (gazeux, liquide, et solide). Au-dessus de ce niveau, en revanche, et notamment dans l'atmosphère, elle ne peut exister qu'à l'état devapeur d'eau, qui se condense parfois en glace pour former des nuages de cristaux d'H2Od'apparence très semblable à celle de noscirrus, typiquement à une altitude de 10 à 20km; on observe de tels nuages par exemple sur les flancs des grands volcans durenflement de Tharsisou d'Elysium Planitia: visibles au télescope depuis la Terre dès leXIXsiècle, les nuages accrochés au sommet d'Olympus Monsavaient été pris pour de la neige, d'où le nomNix Olympicaqui avait été donné à cette région parGiovanni Schiaparelli.
Mais ledioxyde de carboneforme lui aussi des nuages, constitués de cristaux de CO2dépassant 1µmde diamètre, à des altitudes plus élevées que ceux constitués de glace d'eau ; l'instrumentOMEGAde la sondeMars Expressa déterminé en 2007 que ces nuages sont susceptibles d'absorber jusqu'à 40 % du rayonnement solaire, provoquant une baisse de10Kde la température sous ces nuages, ce qui n'est pas sans conséquence sur le climat martien, notamment sur son régime des vents.
La caractéristique particulière de l'atmosphère martienne est d'être constamment chargée en poussière, dont les grains ont un diamètre moyen de l'ordre de 1,5µm, responsable de la teinte ocre du ciel martien. Cette poussière est continuellement injectée dans l'atmosphère par destourbillons de poussière(couramment désignés par le terme anglaisdust devils), comme celui observé ci-dessous par leroverSpiritle12 mars 2005; les prises de vue durent en tout 575s(ce qu'indique le compteur de l'angle inférieur gauche), et trois autres tourbillons sont brièvement visibles au loin dans la moitié droite de la vue, au début de la séquence, puis près du tourbillon principal, puis tout à la fin :
De tels tourbillons sont loin d'être anecdotiques ; tant leur permanence que leur accumulation conduisent à empoussiérer des volumes considérables d'atmosphère, comme l'illustre un cliché saisissant (ci-contre), où l'on voit une multitude de traînées noires laissées par des tourbillons qui ont emporté la couche de poussières superficielle, de couleur rouge orangé caractéristique de l'oxyde de fer(III)Fe2O3(hématite) amorphe, laissant apparaître les couches plus profondes de sable plus sombre, peut-être en rapport avec la région volcanique voisine deSyrtis Major Planum. La couche de poussières ainsi soulevée n'est jamais très massive ; l'étude de lagrande tempêtede 2001, au cours de laquelle la poussière a gagné toutes les couches atmosphériques jusqu'à 60kmd'altitude, a conduit à estimer que si toute la poussière alors soulevée se déposait uniformément entre58° Net58° S, elle ne formerait qu'une pellicule de 3µmd'épaisseur. La dynamique de la poussière dans l'atmosphère martienne est conditionnée par la ténuité de cette atmosphère et par la faible gravité à la surface de la planète. Ainsi, alors que les grains de poussière martiens ont typiquement quelquesmicromètresde diamètre, on a calculé que des grains de 20µmpeuvent être soulevés par des vents d'à peine2m/set maintenus indéfiniment en suspension par des turbulences de seulement0,8m/s.
Les grains de poussière en suspension dans l'atmosphère sont responsables de la couleur rouille de cette dernière, qui vire au bleu autour du soleil lors de son coucher, comme l'ont découvert les sondesViking 1etViking 2et que lessondessuivantes ont bien illustré par la suite :
L'observation de l'activité atmosphérique de Mars à l'aide du télescope spatialHubbleentre 1996 et 1997, alors que la planète exposait son pôle nord au début du printemps, a permis de mettre en évidence le rôle de lasublimationdes calottes polaires dans la génération demasses d'airà l'origine de vents qui soulèvent d'importantes quantités de poussières et sont susceptibles de déclencher de véritables tempêtes de poussièresà l'échelle de la planète tout entière, comme celle qui a affecté l'ensemble de l'atmosphère martienne en été 2001.
Du fait de son éloignement plus grand par rapport auSoleilque celui de laTerre, Mars reçoit du Soleil une énergie variant de 492 à 715W/mselon sa position sur son orbite, contre de 1 321 à 1 413 W/mpour la Terre, c'est-à-dire de 37,2 % à 50,6 % entre lesaphélieset lespérihéliesrespectivement. L'atmosphère martienne étant de surcroît150 foismoins dense que celle de la Terre, elle ne produit qu'uneffet de serrenégligeable, d'où une température moyenne d'environ210K(−63°C) à la surface de Mars, avec des variations diurnes importantes en raison de la faibleinertie thermiquede cette atmosphère :Viking 1 Landeravait ainsi relevé des variations diurnes allant typiquement de184à242K, soit de−89à−31°C, tandis que les températures extrêmes — assez variables selon les sources — seraient d'environ130et297K, c'est-à-dire de l'ordre de−145et25°C.
L'obliquitéde Mars est proche de celle de laTerre(respectivement25.19°contre23.44°) mais l'excentricitéde l'orbitemartienne est sensiblement plus élevée (0,09332 contre 0,01671 pour la Terre) de sorte que, si Mars possède des saisons similaires à celles de la Terre, celles-ci sont d'intensité et de durée très inégales au cours de l'année martienne (voir tableau ci-contre).
L'hémisphère nord connaît ainsi des saisons moins marquées que l'hémisphère sud, car Mars est à sonaphélieà la fin du printemps et à sonpérihélieà la fin de l'automne, d'où des hivers courts et doux et des étés longs et frais ; le printemps dure ainsi52 joursde plus que l'automne. À l'inverse, l'hémisphère sud connaît des saisons très marquées, avec des hivers longs et très froids tandis que les étés sont courts et plus chauds que ceux de l'hémisphère nord. C'est donc dans l'hémisphère sud qu'on observe les écarts de température les plus élevés.
Le simulateur Mars24 Sunclockde laNASAdonne, pour l'hémisphère nord, les dates suivantes pour le début de chaque saison :
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. De minuscules grains de poussière sont alors soulevés, rendant la surface de Mars quasiment invisible. Ces tempêtes de poussière naissent en général au-dessus duBassin d'Hellas. 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. Lors de tempêtes globales, ce phénomène provoque d'importantes modifications climatiques : les poussières en suspension absorbent le rayonnement solaire, réchauffant ainsi l'atmosphère et réduisant dans le même temps l'insolationau sol. Ainsi, lors de la tempête de 2001, la température atmosphérique s'est élevée de30Kalors que la température au sol s'est abaissée de10K.
Il n’existe qu’une seulecellule de Hadleysur Mars mais beaucoup plus marquée en altitude et en amplitude, joignant les deux hémisphères et qui s’inverse deux fois par an.
Enfin, l'obliquitéde la planète, qui n'est pas stabilisée par la présence d'unsatellitemassif comme c'est le cas pour la Terre, suit un régimechaotiqueselon une cyclicité d’environ 120 000 ans. Elle oscille entre 0° et 60° et connaît des phases relativement stabilisées entrecoupées de changements brusques, ce qui bouleverse complètement le climat martien.
L'une des caractéristiques propres à la planète Mars est qu'une fraction significative de sonatmosphèrese condense alternativement au pôle sud et au pôle nord lors de l'hiver austral et de l'hiver boréal respectivement. Les conditions hivernales aux pôles — pression et température — sont en effet favorables à la condensation dudioxyde de carbone: lapression de vapeur saturanteduCO2à150K(−123°C) se trouve être voisine de800Pa, et tombe à seulement400Paà145K(−128°C), qui sont des températures courantes lors de l'hiver austral ; il y acondensationdu CO2dès que lapression partiellede ce gaz dépasse la pression de vapeur saturante correspondant à la température à laquelle il se trouve.
La sondeViking 1a mesuré lapression atmosphériquesur une année complète à son point d’atterrissage situé par22,697° N et 312,778° Edans lebassindeChryse Planitia, à une altitude d'environ −3 300mpar rapport auniveau de référence. La pression atmosphérique moyenne s'est révélée évoluer tout au long de l'année selon les saisons, avec des valeurs approximatives, en chiffres ronds, de850Paau printemps,680Paen été,900Paen automne et800Paen hiver: ces variations s'expliquent bien si l'on considère que 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'estsubliméealors que la calotte boréale commence tout juste à secondenser.
Les calottes polaires de Mars ont été observées pour la première fois au milieu duXVIIsiècle parJean-Dominique CassinietChristian Huygens. Leur taille varie considérablement au cours des saisons par échange dedioxyde de carboneet d'eau avec l’atmosphère. On distingue ainsi, dans les deux hémisphères, une calotte polaire dite « résiduelle » ou « estivale » qui se maintient tout l’été, et une calotte polaire dite « saisonnière » ou « hivernale » qui vient la recouvrir à partir de l’automne.
L’hiver austral étant plus long et plus froid que l'hiver boréal, la calotte saisonnière australe est plus vaste que la calotte saisonnière boréale. Au cours de l'hiver austral, le CO2contenu dans l'atmosphère se condense englace carboniqueau-dessus de55° Salors que c'est plutôt au-dessus de65° Nqu'il se condense pendant l'hiver boréal. Il s'agit d'une glace dedioxyde de carbone(CO2) très pure et presque transparente, d'une épaisseur ne dépassant pas quelques mètres, qui laisse voir le sol à l'aplomb sur les clichés pris par les sondes spatiales en orbite au-dessus des régions polaires.
Avec ses 300kmde diamètre, la calotte résiduelle australe est à l’inverse trois fois plus petite que la calotte résiduelle boréale (1 000kmde diamètre). Elles sont de nature très différente des calottes saisonnières, contenant une forte proportion de glace d'eau mêlée de terre avec une structure stratifiée révélée par l'instrument THEMIS de la sonde2001 Mars Odyssey, avec une épaisseur atteignant localement plusieurs kilomètres. Leurs surfaces sont entaillées par de profondes vallées, appeléeschasmata(pluriel du latinchasmadésignant des vallées encaissées), qui forment des spirales dont le sens de rotation est conditionné par laforce de Coriolis. Ainsi, les vallées s'enroulent autour du pôle sud dans le sens des aiguilles d'une montre alors qu'elles s'enroulent autour du pôle nord dans le sens inverse.
La calotte résiduelle boréale ne contient pas de glace carbonique, mais la calotte résiduelle australe en est presque entièrement recouverte d'une croûte d'une dizaine de mètres d'épaisseur dont la surface alvéolée rappelle celle d'une tranche de gruyère ; des observations réalisées par la sondeMars Global Surveyoront montré que le diamètre moyen des alvéoles augmentait au fil des saisons, suggérant un réchauffement climatique dans l’hémisphère sud(voir paragraphe suivant).
Les calottes polaires ont un impact important sur la composition atmosphérique globale de la planète. Le cycle descondensationsetsublimationsdu CO2fait varier la pression atmosphérique de près d'un tiers, et, pendant l'été boréal, la glace d'eau qui compose la calotte polaire résiduelle nord se sublime, injectant de grandes quantités devapeur d'eaudans l'atmosphère. Si toute la vapeur d'eau contenue dans l'atmosphère venait à précipiter, elle formerait une couche de moins de 10µmd'épaisseur durant l'hiver et de plus de 40µmen plein été.
La comparaison des clichés de la calotte résiduelle australe pris parMars Global Surveyoren 1999 et en 2001 a mis en évidence une tendance générale à la régression de la croûte de glace carbonique superficielle de cette région. Ceci résulterait de lasublimationprogressive du CO2constituant la croûte superficielle de la calotte résiduelle australe pour laisser apparaître les couches plus profondes, constituées essentiellement de glace d'eau mêlée de poussières. Ce phénomène semble avoir été assez rapide, le bord des cavités observées dans la croûte de glace carbonique progressant alors de 3mpar année martienne. Constatée sans ambiguïté sur trois années martiennes consécutives, cette tendance à la sublimation de la calotte résiduelle australe est venue s'ajouter à diverses observations ailleurs sur la planète, telles que l'apparition de ravines sur les bords de cratères ou de dépressions, indiquant que la surface martienne est sujette à davantage de transformations qu'on le pensait jusqu'alors.
Ces données, interprétées par les scientifiques comme le signe que Mars pourrait connaître actuellement une transition entre unepériode glaciaireet unepériode interglaciairesimilaire à celle qu'a connue la Terre il y a près de 12 000 ans, ont parfois été comprises par le grand public comme révélatrices d'un « réchauffement climatique martien », d'origine nécessairement non-humaine, et contredisant, par conséquent, les conclusions duQuatrième rapport du GIECrelatives à l'origine humaine du réchauffement climatique terrestre. Les débats sur la question ont été particulièrement aigus en automne 2007, dans la foulée de la publication de ce rapport.
Avec le recul, il apparaît cependant que les observations martiennes n'ont jamais indiqué autre chose qu'un réchauffement climatique localisé à la calotte résiduelle australe, et non un réchauffement climatique global. De plus, le climat martien est très largement conditionné par les tempêtes de poussières et les variations d'albédoqui en découlent, davantage que par le rayonnement solaire — contrairement au climat terrestre — ce qui limite la pertinence des raisonnements établissant des parallèles entre les deux planètes. Et, surtout, les observations les plus récentes, notamment celles de la sonde2001 Mars Odyssey, qui est en 2018 toujours en fonctionnement, ne confirment pas la tendance à long terme à lasublimationdes calottes polaires, mais indiqueraient au contraire des variations annuelles autour d'une valeur stable.
L'absence demagnétosphèreautour de Mars a pour conséquence d'exposer directement la surface de la planète auxrayons cosmiqueset aux bouffées deprotonssolaires, à l'origine d'uneradioactivitéambiante très supérieure sur Mars à celle relevée à la surface de laTerre. L'instrument MARIE —Mars Radiation Environment— de la sonde2001 Mars Odysseya permis, dans les années 2002-2003, d'évaluer ladose efficaceen orbite martienne entre 400 et 500mSv/an, soit au moins le quadruple de celle reçue dans lastation spatiale internationale(50 à 100mSv/an, tandis qu'au sol, auniveau de référence martien, lesdosesreçues seraient deux à trois fois plus faibles — un peu moins de 200mSv/an— en raison de l'absorption d'une partie des radiations solaires et galactiques par l'atmosphère de Mars. À titre de comparaison, la radioactivité moyenne sur Terre s'élève, en France, à environ 3,5mSv/anet la dose cumulée admise pour unastronautesur toute sa carrière, quels que soient son sexe et son âge, n'excède pas 1 000mSvpour plusieurs agences spatiales (européenne, russe et japonaise).
L'instrument MARIE a par ailleurs révélé que cette radioactivité est très inégalement répartie dans le temps, avec un bruit de fond d'environ 220μGy/joursur lequel s'inscrivent des pics parfois150 foisplus intenses, correspondant aux bouffées deprotonsénergétiques — plusieurs dizaines demégaélectron-volts— émis lors d'uneéruption solaireou par l'onde de choc d'uneéjection de masse coronale.
À cela s'ajoutent les radiations dues auxneutronsémis parspallationdes atomes à la surface de Mars sous l'impact du rayonnement cosmique. Cette contribution est estimée grâce aux données deCuriosityet de2001 Mars Odysseyà jusqu'à 45 ± 7µSvpar jour, soit environ 7 % du total de radiations à la surface.
La géologie martienne est marquée par la dichotomie crustale entre les basses plaines peu cratérisées de l'hémisphère nord et les hautes terres très cratérisées de l'hémisphère sud, avec, entre ces deux domaines principaux, deux régions volcaniques bien différentiées. En vertu du principe empirique selon lequel l'âge d'une région est une fonction croissante de sontaux de cratérisation, ces trois types majeurs de terrains martiens ont très tôt été rattachés à trois époques caractéristiques de l'histoire géologique de la planète, nommées d'après des régions typiques de ces périodes:
LeNoachien(du nom deNoachis Terra) correspond aux terrains les plus anciens, depuis la formation de la planète il y a4,6 milliardsd'années, jusqu'à3,7 milliardsd'années selon l'échelle de Hartmann & Neukum(mais3,5 milliardsd'années selon l'échelle de Hartmann standard), fortement cratérisés et situés majoritairement dans l'hémisphère sud. Mars avait sans doute une atmosphère épaisse à cette époque, dont lapressionet l'effet de serreont certainement permis l'existence d'unehydrosphèregrâce à de grandes quantités d'eau liquide. La fin de cette époque aurait été marquée par lesimpactsd'astéroïdesdugrand bombardement tardif, daté aux environs de 4,1 à3,8 milliardsd'années, ainsi que par le début d'une intense activité volcanique, notamment dans la région durenflement de Tharsis.
L'Hespérien(du nom d'Hesperia Planum) correspond aux terrains de 3,7 à3,2 milliardsd'années selon l'échelle de Hartmann & Neukum(mais de 3,5 à1,8 milliardd'années selon l'échelle de Hartmann standard), marqués par un épisode d'activité volcanique majeur se traduisant par des coulées delaveet des dépôts soufrés. Le champ magnétique global aurait disparu dès la fin duNoachien, permettant auvent solaired'éroder l'atmosphère de Mars, dont la température et la pression au sol auraient commencé à baisser significativement, de sorte que l'eau liquide aurait cessé d'exister de façon permanente à la surface de la planète.
L'Amazonien(du nom d'Amazonis Planitia) correspond aux terrains de moins de3,2 milliardsd'années selon l'échelle de Hartmann & Neukum(mais de seulement1,8 milliardd'années selon l'échelle de Hartmann standard), très peu cratérisés et situés très majoritairement dans l'hémisphère nord, à une altitude inférieure auniveau de référencede la planète. L’activité volcanique se serait prolongée, en perdant de son intensité tout au long de cette époque, en quatre épisodes majeurs, le dernier survenant il y a environ cent millions d'années, certains terrains volcaniques semblant même ne dater que de quelques millions d'années. L'érosion de l'atmosphère par le vent solaire se serait prolongée pendant des milliards d'années jusqu'à ce que la pression se stabilise au voisinage dupoint triplede l'eau pure, dont la pression est de611,73Pa. Les structures géologiques amazoniennes sont marquées par l'aridité extrême de l'environnement martien, alors totalement dépourvu d'hydrosphère— ce qui n'empêche pas l'existence discontinue et épisodique d'eau liquide en certains points de la surface.
Cette chronologie en trois époques est aujourd'hui bien acceptée — la datation de chacune de ces époques demeure, en revanche, très incertaine — et permet de rendre compte des phénomènes observés à la surface de Mars par les différentes sondes en activité autour de cette planète, notamment la présence simultanée de minéraux, formés à des époques différentes, supposant pour les uns un environnement très humide et pour les autres au contraire l'absence totale d'eau liquide. Les datations proposées pour ces trois époques — ouéons— géologiques, selon l'échelle de Hartmann standard et l'échelle de Hartmann & Neukum, sont les suivantes (âges en millions d'années) :
Entre les années 1970 et 2010 les modèles de la composition de Mars se sont fondés sur celle deschondrites carbonéesdetype CI, considérées comme représentatives de la partie condensable de lanébuleuse protosolaire, et sur les modèles de condensation de la nébuleuse, compte tenu de la distance de Mars au Soleil. Ils ont pour l'essentiel admis que les proportions relatives desélémentsaussi ou plusréfractairesque lemanganèseétaient celles des CI, et que celles des éléments moins réfractaires étaient données par leurs corrélations avec les éléments réfractaires, observées ou déduites des modèles de condensation.
Au début duxxisiècle sont apparues des discordances entre les données spectroscopiques sur la composition de laphotosphèresolaire et d'autres approches de la composition du Soleil (héliosismologie, flux deneutrinos solaires, composition duvent solaireet données expérimentales sur l'opacité des métaux dans lesplasmasde haute température), qui ont remis en question la représentativité des CI. Lescompositions isotopiques(notamment des élémentsO,Ni,Cr,Ti,MoetW) et les teneurs enéléments en tracesont par ailleurs conduit à considérer les chondrites carbonées séparément des autres chondrites (essentiellement leschondrites ordinaireset leschondrites à enstatite), les premières restant représentatives des corps accrétés loin du Soleil mais les secondes étant désormais considérées comme mieux représentatives de la matière condensée dans les zones internes du Système solaire (dont la Terre et Mars). Un nouveau modèle de composition, fondé sur l'analyse desmétéorites martiennes, sur les mesures dessondesmartiennes et sur les corrélations observées dans les chondrites non carbonées, implique des teneurs en éléments réfractaires2,26 foissupérieures à celles des CI, et des teneurs en élémentslithophilesmodérément volatils systématiquement plus basses (le rapport dépendant de la température de condensation de chaque élément). L'une des conséquences de ce modèle est que le noyau martien comporterait moins de7% pdsde soufre (contre plus de 10 % selon les modèles antérieurs) mais en revanche un peu d'oxygèneet d'hydrogène.
En l'absence de données sismiques exploitables — les sismomètres des sondesVikingétaient trop sensibles au vent pour effectuer des mesures fiables —, il n'a longtemps pas été possible de déterminer directement la structure interne de la planète. Un modèle standard a donc été élaboré à partir des données indirectes recueillies par les différentes sondes qui ont exploré la planète, permettant de préciser notamment la structure de sonchamp gravitationnel, sonmoment d'inertieet la densité de ses différentes couches de matériaux.
Le résultat le plus frappant est que lenoyaude Mars, dont la température serait de l'ordre de2 000K, est très certainement liquide, au moins dans sa plus grande partie, en raison d'une charge élevée — précisément une fraction pondérale d'au moins 14,2 % — en éléments légers, notamment ensoufre, qui abaissent lepoint de fusiondu mélange deferet denickelsupposé constituer l'essentiel du noyau. Ce noyau aurait un rayon compris entre 1 300 et 2 000km(soit entre 38 % et 59 % du rayon de la planète), peut-être plus précisément entre 1 520 et 1 840km(soit entre 45 % et 54 % du rayon de Mars), incertitude due en partie à l'inconnue concernant la fraction demanteauqui pourrait être liquide et réduirait par conséquent la taille du noyau ; on trouve assez souvent citée la valeur 1 480kmcomme rayon du noyau de Mars, soit 43,7 % du rayon moyen de la planète elle-même (3 389,5km). Les caractéristiques physiques (taille, densité) du noyau peuvent être approchées qualitativement par lemoment d'inertiede la planète, qui peut être évalué en analysant laprécessionde sonaxe de rotationainsi que les variations de savitesse de rotationà travers les modulations pareffet Dopplerdes signaux radio émis par lessondesposées à sa surface ; les données deMars Pathfinderont ainsi permis d'affiner celles précédemment recueillies avec les sondesVikinget d'établir que la masse de Mars est plutôt concentrée en son centre, ce qui plaide pour un noyau dense et pas trop gros.
Le manteau de Mars serait très semblable àcelui de la Terre, constitué de phases solides où dominent lessilicatesriches enfer, ce dernier représentant une fraction pondérale de 11 à 15,5 % du manteau.
Lacroûtemartienne semble, en cohérence avec la topographie, bien plus épaisse dans l'hémisphère sud que dans l'hémisphère nord : unmodèle simpleavec unemasse volumiqueuniforme de 2 900kg/mconduit à une épaisseur moyenne d'environ 50km, soit 4,4 % du volume de la planète, avec comme valeurs extrêmes 92kmdans la région deSyria Planumet à peine 3kmsous lebassin d'impactd'Isidis Planitia, tandis que la croûte aurait moins de 10kmsous toute la région d'Utopia Planitia.
L'atterrisseurInSighta été construit dans le but d'étudier la structure interne de Mars grâce ausismomètreSEIS. Il fournit le6 avril 2019le premier enregistrement d'unséisme martien.
En 2021, les données sismiques recueillies permettent pour la première fois de déterminer avec certitude le rayon du noyau martien : entre 1 810 et 1 860km, soit environ la moitié de celui du noyau terrestre. Ce résultat, nettement supérieur aux estimations basées sur la masse et lemoment d'inertie, implique que le noyau martien contient desélémentslégers, peut-être de l'oxygène, en plus dufer-nickelet dusoufre.
En 2022, l'enregistrement d'un séisme demagnitude4,7 en l'absence d'une cause extérieure (chute d'unemétéorite) permet de conclure à la présence de contraintes mécaniques dans lacroûtede la planète.
En 2023, l'analyse desondes sismiquesrésultant de l'impact d'une météorite permet d'établir la présence, au-dessus dunoyau, d'une couchemantelliquefondue.
Mars ne possède pas demagnétosphère. Toutefois, lemagnétomètreet réflectomètre àélectronsMAG/ER de la sondeMars Global Surveyora mis en évidence dès 1997 unmagnétisme rémanent, jusqu'à30 foissupérieur à celui de l'écorce terrestre, au-dessus de certaines régions géologiquement anciennes de l'hémisphère sud, et notamment dans la région deTerra CimmeriaetTerra Sirenum. Les mesures font état d'unchamp magnétiqueatteignant 1,5µTà 100kmd'altitude, ce qui requiert la magnétisation d'un volume significatif d'écorce martienne, d'au moins 10km. Pendant neuf ans,Mars Global Surveyora mesuré les paramètres magnétiques au-dessus de la surface martienne, l'instrument MGS MAG (MGS Magnetometer) recueillant des données vectorielles depuis une altitude typiquement de 400km, s'approchant parfois à 90kmde la surface, et MGS ER (MGS Electron Reflectometer) mesurant le magnétisme total depuis une altitude de 185kmen moyenne. Il n'existe donc pas à l'heure actuelle de carte magnétique de la surface martienne elle-même, de même que la nature exacte des minéraux magnétisés ne peut qu'être supposée dans l'état actuel de nos connaissances.
L'étude desmétéorites de Marssuggère que cepaléomagnétismerésulte, comme sur Terre, de la magnétisation de minérauxferromagnétiquestels que lamagnétiteFe3O4et lapyrrhotiteFe1-δSdont les atomes alignent leurmoment magnétiquesur le champ magnétique global et figent cette configuration en passant en dessous de latempérature de Curieduminéral, soit par exemple858K(585°C) pour la magnétite, mais seulement593K(320°C) pour la pyrrhotite. Les autres minéraux candidats en tant que vecteurs du paléomagnétisme de l'écorce martienne sont l'ilméniteFeTiO3ensolution solideavec l'hématiteFe2O3, de même structure, pour former des titanohématites, et dans une moindre mesure la titanomagnétite Fe2TiO4, dont la magnétisation et la température de Curie sont cependant inférieures.
L'absence d'un tel paléomagnétisme au-dessus des bassins d'impacts de l'hémisphère sud tels qu'HellasetArgyreest généralement interprétée comme l'indication que Mars ne possédait plus de champ magnétique global lors de ces impacts, bien qu'il soit également possible que le refroidissement des matériaux sur le lieu de l'impact ait été trop rapide pour permettre l'alignement de leur magnétisation éventuelle sur le champ magnétique global.A contrario, un paléomagnétisme significatif, et parfois même assez élevé, a été relevé au-dessus des14 bassinsles plus anciens identifiés sur la planète. De la même façon, aucun champ magnétique notable n'a été détecté au-dessus des régions volcaniques majeures d'Elysium Planitiaet durenflement de Tharsis, en revanche un magnétisme faible mais de plus forte intensité a été relevé au-dessus des provinces volcaniques plus petites et plus anciennes des hautes terres australes.
L'analyse des composantes tridimensionnelles du champ magnétique relevé en quelques dizaines de points significatifs de la surface martienne a permis à plusieurs équipes d'extrapoler la position du pôle paléomagnétique de Mars. Ces simulations — qui doivent néanmoins être prises avec un certain recul — sont assez cohérentes entre elles et conduisent à localiser l'un des pôles paléomagnétiques martiens entre150° Eet330° Ed'une part et30° Set90° Nd'autre part, c'est-à-dire approximativement dans un rayon de 3 600kmautour d'un point situé à mi-chemin entreAlba MonsetOlympus Mons.
Fait remarquable, la magnétisation mesurée parMars Global Surveyorest structurée en bandes parallèles de polarité opposée, rappelant celles du plancher océanique sur Terre (voir schéma ci-contre) : celui-ci cristallise de part et d'autre des dorsales au fur et à mesure que lesplaquess'écartent en « mémorisant » l'orientation duchamp magnétique terrestreau moment de la solidification ; chaqueinversion du champ magnétique terrestreest donc « enregistrée » dans les roches ainsi formées, dont la magnétisation est par conséquent symétrique de chaque côté de chaque dorsale. Une telle symétrie n'a en revanche jamais été relevée sur Mars, de sorte qu'aucun élément ne permet actuellement de supposer l'existence passée d'une quelconquetectonique des plaquessur la planète rouge. Seule une observation à de plus hautes résolutions permettrait de clore le débat.
Lorsqu'il est global, lechamp magnétiqued'une planète est principalement d'origine interne. On suppose qu'il est provoqué par laconvectiondes fluidesconducteurs(c'est-à-dire des métaux liquides) composant la partie externe du noyau. Ce processus est connu sous le nom d'effet dynamo. Ces mouvements de convection impliquent l'existence d'ungradientthermique suffisant dunoyauvers lemanteau; en l'absence d'un tel gradient, l'effet dynamo ne pourrait pas se maintenir.
Ce fait serait à l'origine de la disparition du champ magnétique global de Mars, il y a sans doute au moins quatre milliards d'années : lesimpactsd'astéroïdesdugrand bombardement tardifauraient injecté suffisamment d'énergie thermiquedans le manteau de Mars en convertissant en chaleur l'énergie cinétiquedesimpacteurs, ce qui aurait stoppé l'effet dynamo en annulant le gradient thermique nécessaire à son maintien.
L'attribution de la disparition du champ magnétique global martien à un impact cosmique a été reprise dans une théorie alternative impliquant cette fois uneprotoplanèterésiduelle de la taille de laLunepercutant Mars bien avant le grand bombardement tardif, c'est-à-dire quelques dizaines de millions d'années seulement après la formation de la planète (de façon similaire à l'impact hypothétiquedeThéiaavec la proto-Terre), au voisinage du pôle nord actuel et sous un angle d'incidence assez faible : cet impact serait à l'origine d'une part de la dichotomie crustale(l'idée n'est pas nouvelle, recoupant la théorie, assez discutée, dubassin boréal) et d'autre part de l'absence de paléomagnétisme dans l'écorce de l'hémisphère nord, en raison de la disparition du gradient thermique entre lenoyauet lemanteaudans l'hémisphère nord uniquement, laissant subsister un effet dynamo concentré dans l'hémisphère sud. Mars aurait ainsi connu transitoirement un magnétisme non pas global, mais « hémisphérique » et décentré vers le pôle sud, ce qui expliquerait l'intensité exceptionnelle du magnétisme rémanent dans certaines parties de l'écorce de l'hémisphère sud, ainsi que l'absence de paléomagnétisme notable dans l'hémisphère nord.
Cette théorie n'est pas la seule proposée pour rendre compte de la superposition d'une « dichotomie magnétique » à la dichotomie crustale martienne : la différence d'épaisseur et de structure de l'écorce martienne entre les deux hémisphères, la fonte partielle de l'écorce de l'hémisphère nord à l'origine du remodelage de sa surface, et la serpentinisation de l'écorce martienne auNoachien, sont les explications les plus couramment avancées.
Desaurorespeuvent se produire au-dessus des anomalies magnétiques de la croûte martienne. Selon toute vraisemblance, elles ne peuvent cependant pas être perçues par l’œil humain, car elles émettent principalement dans l’ultraviolet.
Le volcanisme martien aurait débuté il y a près de quatre milliards d'années, à la fin duNoachienaprès legrand bombardement tardif. Il aurait connu son intensité maximale à l'Hespérien— entre 3,7 et 3,2Gaselon l'échelle de Hartmann & Neukum— puis se serait progressivement affaibli tout au long de l'Amazonien. Il a produit d'énormesvolcans boucliersqui sont les plus grands édifices volcaniques connus duSystème solaire: le plus large d'entre eux,Alba Mons, a un diamètre d'environ 1 600kmà la base, tandis que le plus gros estOlympus Mons, sur la marge occidentale durenflement de Tharsis, qui atteint 22,5kmde haut de la base au sommet. Il a également produit de nombreuxstratovolcans, bien plus petits, plusieurs centaines de petits volcans de quelques centaines de mètres de large (par exemple surSyria Planum) ainsi que des plaines de lave, similaires aux étendues volcaniques identifiées sur laLune, surVénusou surMercure.
La plus ancienne forme de volcanisme martien, remontant à la fin du Noachien et perdurant jusqu'au début de l'Hespérien, serait celle des étendues basaltiques qui recouvrent le fond desbassins d'impactd'Argyre Planitiaet d'Hellas Planitia, ainsi que certaines étendues planes et lisses localisées entre ces deux bassins et celui d'Isidis, de façon rappelant les terrains volcaniques lisses identifiés surMercure(par exempleBorealis Planitia), surVénus(typiquementGuinevere Planitia) et sur laLune(les «mers» lunaires), la plupart du temps corrélées à desimpacts cosmiques.
Sur Mars, ces plaines de lavenoachiennesconstituent les régions deMalea Planum,Hesperia PlanumetSyrtis Major Planum, qui se présentent comme des plateaux basaltiques dont la surface, typique de l'Hespérien, est géologiquement plus récente. La dynamique sous-jacente à ce type de volcanisme, entrefissureetpoint chaud, n'est pas vraiment comprise ; en particulier, on n'explique pas complètement le fait que les volcans deMalea, d'Hesperiaet d'Elysiumsont plus ou moins alignés sur plus d'un tiers de circonférence martienne.
Le volcanisme martien est surtout connu pour sesvolcans boucliers, les plus grands duSystème solaire. Ce type de volcan est caractérisé par la très faible pente de ses flancs. SurTerre, un tel volcan résulte d'épanchements de laves pauvres ensilice, très fluides, qui s'écoulent facilement sur de grandes distances, formant des structures aplaties s'étalant sur des surfaces très importantes, contrairement, par exemple, auxstratovolcans, dont le cône, bien formé, a une base bien plus restreinte. Le type même de volcan bouclier est, sur Terre, leMauna Loa, àHawaï; lePiton de la Fournaise, àLa Réunion, en est un autre, plus petit mais très actif.
Le plus emblématique des volcans boucliers martiens,Olympus Mons, mesure quelque 22,5kmde haut pour 648kmde large et possède unecaldeirasommitale de 85 × 60 × 3kmrésultant de la coalescence de six cratères distincts. Mars possède les cinq plus hauts volcans connus du Système solaire (altitudes données par rapport auniveau de référence martien) :
À titre de comparaison, le plus hautvolcan vénusien,Maat Mons, ne culmine qu'à 8 000menviron au-dessus du rayon moyen deVénus, qui sert de niveau de référence sur cette planète.
Sur Mars se trouve également le plus large des volcans du Système solaire,Alba Mons, dont l'altitude ne dépasse pas 6 600mmais qui s'étend sur environ 1 600kmde large.
Les volcans boucliers martiens atteignent des tailles gigantesques par rapport à leurs équivalents terrestres en raison de l'absence detectonique des plaquessur Mars : l'écorce martienne demeure immobile par rapport auxpoints chauds, qui peuvent ainsi la percer au même endroit pendant de très longues périodes de temps pour donner naissance à des édifices volcaniques résultant de l'accumulation de laves pendant parfois plusieurs milliards d'années, alors que, sur Terre, le déplacement desplaques lithosphériquesau-dessus de ces points chauds conduit à la formation d'un chapelet de parfois plusieurs dizaines de volcans, chacun ne demeurant actif que pendant quelques millions d'années, ce qui est bien trop bref pour permettre la formation de structures aussi imposantes que sur Mars. L'archipel d'Hawaïest le meilleur exemple terrestre illustrant le déplacement d'une plaque tectonique au-dessus d'un point chaud, en l'occurrence de laplaque pacifiqueau-dessus dupoint chaud d'Hawaï; de la même façon, l'archipel desMascareignesrésulte du déplacement de laplaque somalienneau-dessus dupoint chaud de la Réunion.
Les six volcans boucliers martiens se répartissent géographiquement en deux régions volcaniques voisines d'inégale importance :
Ces volcans plus petits sont souvent des volcans boucliers anonymes, comme ceux deSyria Planum, mais certains de taille intermédiaire rappellent davantage lesstratovolcans, qui résultent de l'accumulation de dépôts delavesmêlées decendres volcaniques. Ce sont lestholi(pluriel latin detholus), édifices de taille plus modeste que les volcans boucliers, aux pentes plus accusées, surtout près du cratère, ainsi que lespaterae, qui se réduisent parfois à leurcaldeira. Tous ces types de volcans sont présents dans les régions durenflement de Tharsiset d'Elysium Planitia, la tendance générale étant cependant d'observer les volcans boucliers plutôt dans la région de Tharsis tandis que les volcans d'Elysium s'apparentent davantage à des stratovolcans.
La discontinuité entrePhyllosienetTheiikien, qui coïnciderait plus ou moins avec les débuts de l'hypothétique «grand bombardement tardif» (LHBen anglais), matérialiserait l'époque d'activité volcanique maximum, qui se prolongerait au Theiikien et auSidérikien— et donc à l'Hespérienet à l'Amazonien— en disparaissant progressivement au fur et à mesure que la planète aurait perdu l'essentiel de son activité interne. Une corrélation entre le volcanisme de l'Hespérien et les impacts cosmiques duNoachienn'est d'ailleurs pas à exclure. Ce volcanisme aurait atteint son maximum à la suite des impacts cosmiques massifs à la fin de l'éonprécédent, et chacune des cinq régions volcaniques de la planète jouxte directement unbassin d'impact:
Lasuperficieet lamassede Mars étant respectivement 3,5 et10 foismoindres que celles de laTerre, cette planète s'est refroidie plus rapidement que la nôtre et son activité interne s'est donc réduite également plus vite : alors que levolcanismeet, plus généralement, latectonique(orogenèse,séismes,tectonique des plaques,etc.) sont encore très actifs sur Terre, ils ne semblent plus être notables sur Mars, où aucunetectonique des plaques, même passée, n'a jamais pu être mise en évidence.
Le volcanisme martien paraît également avoir cessé d'être actif, bien que l'âge, semble-t-il très récent, de certaines coulées de lavesuggère, pour certains volcans, une activité actuellement certes très réduite, mais peut-être pas rigoureusement nulle, d'autant que Mars, contrairement à laLune, n'a pas fini de se refroidir, et que son intérieur, loin d'être entièrement figé, contient en réalité unnoyaupeut-être entièrement liquide. D'une manière générale, l'analyse des données recueillies parMars Expressa conduit une équipe deplanétologuesde l'ESAdirigée par l'AllemandGerhard Neukumà proposer une séquence en cinq épisodes volcaniques:
Ces datations reposent sur l'évaluation dutaux de cratérisationdes coulées de lave correspondantes, qui semble recoupée par les observations indirectes à moyen terme mais contredites par les observations directes à court terme déduites de la fréquence des impacts récents observés sur plus de dix ans par les sondes satellisées autour de Mars, la principale difficulté de ce type de datation étant d'évaluer les biais statistiques introduits par la différence notable d'ordres de grandeur entre les surfaces anciennes (âgées de plus2 milliardsd'années), qui représentent une fraction importante de la surface de Mars, et les surfaces les plus récentes (âgées de moins de200 millionsd'années), qui sont comparativement extrêmement réduites.
Par ailleurs, si la fréquence des impacts récents relevée par les sondes satellisées autour de Mars semble suggérer un taux de cratérisation plus élevé que celui habituellement retenu pour dater les formations martiennes (ce qui conduirait à devoir « rajeunir » toutes ces datations), il semblerait plutôt que, sur le long terme, ce taux de cratérisation ait au contraire été divisé par trois depuis3 milliardsd'années, ce qui tendrait à « vieillir » les datations martiennes, et ce d'autant plus qu'elles sont relatives à des phénomènes récents.
Laminéralogiede la surface martienne n'a longtemps pu être approchée qu'à travers l'étude de quelques dizaines demétéorites de Mars. Bien que peu nombreuses et restreintes à des époques géologiques limitées, ces météorites permettent d'évaluer l'importance des rochesbasaltiquessur Mars. Elles soulignent les différences de composition chimique entre Mars et laTerreet témoignent de la présence d'eau liquide à la surface de la planète il y a plus de quatre milliards d'années. Les « orbiteurs », dont lesspectromètrespermettent de déterminer la nature des phases solides présentes en surface, et les atterrisseurs, qui peuvent analyser chimiquement la composition d'échantillons prélevés sur des rochers ou dans le sol, nous ont permis depuis d'affiner notre connaissance des minéraux martiens.
Dès les années 1970, les sondesViking 1etViking 2ont analysé le sol martien, révélant une nature qui pourrait correspondre à l'érosion debasaltes. Ces analyses ont montré une abondance élevée ensiliciumSi et enferFe, ainsi qu'enmagnésiumMg,aluminiumAl,soufreS,calciumCa ettitaneTi, avec des traces destrontiumSr, d'yttriumY et peut-être dezirconiumZr. Le taux de soufre était près de deux fois supérieur, et celui depotassiumcinq fois inférieur, à la moyenne de l'écorce terrestre. Le sol contenait également des composés desoufreet dechloreressemblant aux dépôts d'évaporites, résultant sur Terre de l'évaporation de l'eau de mer. La concentration en soufre était plus élevée en surface qu'en profondeur. Les expériences destinées à déterminer la présence d'éventuelsmicroorganismesdans le sol martien en mesurant la libération d'oxygèneaprès adjonction de « nutriments » ont mesuré un dégagement de molécules O2significatif, ce qui, en l'absence d'autres traces biologiques par ailleurs relevées, a été attribué à la présence d'ionssuperoxydeO2. LespectromètreAPXS deMars Pathfindera réalisé en automne 1997 un ensemble de mesuresexprimées en pourcentage pondéral d'oxydes qui sont venues compléter ces résultats avec ceux d'une région différente de la surface de Mars.
La teinte rougeâtre de la planète provient avant tout de l'oxyde de fer(III)Fe2O3, omniprésent à sa surface. Cettehématiteamorphe (l'hématite cristallisée, quant à elle, est de couleur grise) est très présente à la surface des roches ainsi que des grains de poussière transportés par les vents qui balayent continuellement la surface de la planète, mais ne semble pas pénétrer très profondément dans le sol, à en juger par les traces laissées depuis l'hiver 2004 par les roues deMars Exploration Rover, qui montrent que la couleurrouilleest celle des couches de poussières, plus épaisses et recouvertes de poussières sombres pourOpportunity, tandis que les roches elles-mêmes sont nettement plus sombres.
Par ailleurs, le sol de Mars analyséin situpar lasondePhoenixen automne 2008 s'est révélé êtrealcalin(pH≈ 7,7 ± 0,5) et contenir de nombreuxsels, dont une abondance élevée depotassiumK, dechloruresCl, deperchloratesClO4et demagnésiumMg. La présence de perchlorates, notamment, a été abondamment commentée, car esta prioriassez peu compatible avec la possibilité d'une vie martienne. Ces sels ont la particularité d'abaisser sensiblement latempérature de fusionde la glace d'eau et pourraient expliquer les « ravines » —gulliesen anglais — régulièrement observées par les sondes en orbite autour de la planète, qui seraient ainsi les traces d'écoulements desaumuressur des terrains en pente.
D'une manière générale, les rochers martiens se sont révélés être principalement de naturebasaltiquetholéitique.
En 2018, le mini-laboratoireSAMà bord duroverCuriositydétecte descomposés organiques(thiophéniques,aromatiquesetaliphatiques) dans les sols ducratère Mojaveet de Confidence Hills.
Des sondes américaines (notamment2001 Mars OdysseyetMars Reconnaissance Orbiter) et européenne (Mars Express) étudient globalement la planète depuis plusieurs années (respectivement 2002, 2006 et 2003), permettant d'élargir et d'affiner notre compréhension de sa nature et de son histoire. Si elles ont confirmé la prédominance des basaltes à la surface de la planète, ces sondes ont également recueilli quelques résultats inattendus.
Ainsi, lasondeMars Express, de l'ESA, possède un instrument appelé OMEGA — «Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité» — de réalisation essentiellement française, sous la responsabilité deJean-Pierre Bibring, de l'IASàOrsay, qui mesure le spectreinfrarouge(dans leslongueurs d'ondecomprises entre 0,35 et 5,2µm) de la lumière solaire réfléchie par la surface martienne dans le but d'y déceler lespectre d'absorptiondes différents minéraux qui la composent. Cette expérience a pu confirmer l'abondance desroches ignéessur la surface de Mars, notamment desolivineset despyroxènes, ces derniers ayant un taux decalciumplus bas dans les hautes terres cratérisées de l'hémisphère sud que dans le reste de la planète, où on le rencontre avec de l'olivine; ainsi, les matériaux les plus anciens de l'écorce martienne se seraient formés à partir d'unmanteauappauvri enaluminiumet en calcium.
Olivines et pyroxènes sont les constituants principaux despéridotites, desroches plutoniquesbien connues sur Terre pour être le principal constituant du manteau.
Une découverte déterminante dans la compréhension de l'histoire de Mars a été l'identification par OMEGA dephyllosilicateslargement répandus dans les régions les plus anciennes de la planète, révélant l'interaction prolongée des roches ignées avec l'eau liquide. L'instrument CRISM —Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars— de la sondeMars Reconnaissance Orbitera permis de préciser la nature de ces minéraux.
OMEGA a également permis de détecter, en de nombreux endroits de la planète, dessulfateshydratés, tels que, par exemple, de lakiesériteMgSO4•H2Odans la région deMeridiani Planum, voire, dans la région deValles Marineris, des sulfates encore davantage hydratés dont il n'a pas été possible d'identifier la nature minéralogique, ainsi que des dépôts degypseCaSO4•2H2Osur de lakiesériteau fond d'un lac asséché, indiquant un changement de nature saline de ce plan d'eau au cours de son assèchement, passant dusulfate de magnésiumausulfate de calcium.
De vastes étendues de sulfate de calcium hydraté, vraisemblablement du gypse, ont également été détectées en bordure de la calotte polaire boréale. La présence de ces minéraux hydratés est une indication forte de la présence passée d'étendues d'eau liquide à la surface de Mars, une eau contenant notamment dessulfatesdemagnésiumet decalciumdissous.
La sonde2001 Mars Odysseya détecté également la présence dechloruresdans les hautes terres de l'hémisphère sud, résultant de l'évaporation de plans d'eau salée ne dépassant pas 25kmen divers endroits de ces terrains anciens remontant auNoachienvoire, pour certains, au début de l'Hespérien.
L'un des résultats les plus étonnants deMars Reconnaissance Orbiterprovient de l'étude détaillée en 2008 de la région deNili Fossae, identifiée début 2009 comme source d'importants dégagements deméthane. Le méthane a été détecté dès 2003 dans l'atmosphère de Mars, aussi bien par dessondestelles queMars Expressque depuis la Terre ; ces émissions deCH4se concentreraient notamment en trois zones particulières de la région deSyrtis Major Planum. Or le méthane est instable dans l'atmosphère martienne, des études récentes suggérant même qu'il soit six cents fois moins stable qu'estimé initialement (on évaluait sa durée de vie moyenne à300 ans) car le taux de méthane n'a pas le temps de s'uniformiser dans l'atmosphère et demeure concentré autour de ses zones d'émission, ce qui correspondrait à une durée de vie de quelques centaines de jours ; la source de méthane correspondante serait par ailleurs600 foisplus puissante qu'estimé initialement, émettant ce gaz une soixantaine de jours par année martienne, à la fin de l'été de l'hémisphère nord.
Les analyses géologiques menées en 2008 par la sonde Mars Reconnaissance Orbiter dans la région deNili Fossaeont révélé la présence d'argilesferromagnésiennes (smectites), d'olivine(silicate ferromagnésien (Mg,Fe)2SiO4, détectée dès 2003) et demagnésite(carbonate de magnésium MgCO3), révélant la présence d'argiles riches enfer, enmagnésium, en olivine et encarbonate de magnésiumainsi qu'enserpentine. La présence simultanée de ces minéraux permet d'expliquer assez simplement la formation de méthane, car, sur Terre, du méthane CH4se forme en présence decarbonates— tels que le MgCO3détecté en 2008 — et d'eau liquide lors dumétamorphisme hydrothermald'oxyde de fer(III)Fe2O3ou d'olivine (Mg,Fe)2SiO4enserpentine(Mg,Fe)3Si2O5(OH)4, particulièrement lorsque le taux demagnésiumdans l'olivine n'est pas trop élevé et lorsque lapression partiellededioxyde de carboneCO2est insuffisante pour conduire à la formation detalcMg3Si4O10(OH)2mais aboutit au contraire à la formation de serpentine et demagnétiteFe3O4, comme dans la réaction :
24Mg1,5Fe0,5SiO4+ 26H2O+CO2→ 12Mg3Si2O5(OH)4+ 4Fe3O4+CH4.
La probabilité de ce type de réactions dans la région deNili Fossaeest renforcée par la nature volcanique deSyrtis Major Planumet par l'étroite corrélation, observée dès 2004, entre le taux d'humidité d'une région et la concentration de méthane dans l'atmosphère.
L'olivine, découverte dans la région deNili Fossaeainsi qu'en d'autres régions martiennespar leThermal Emission Spectrometer(TES) deMars Global Surveyor, est un minéral instable en milieuaqueux, donnant facilement d'autres minéraux tels que de l'iddingsite, de lagoethite, de laserpentine, deschlorites, dessmectites, de lamaghémiteet de l'hématite; la présence d'olivine sur Mars indique donc des surfaces qui n'ont pas été exposées à l'eau liquide depuis la formation de ces minéraux, laquelle remonte à plusieurs milliards d'années, jusqu'auNoachienpour les terrains les plus anciens. Il s'agit donc d'une indication forte de l'aridité extrême du climat martien au cours de l'Amazonien, aridité qui avait, semble-t-il, déjà commencé, au moins localement, à la fin de l'Hespérien.
Par ailleurs, la découverte, par lerovermartienOpportunitysurMeridiani Planumen 2004, dejarosite, un sulfate ferrique hydraté de sodium (sur Terre, lesodiumy est remplacé par lepotassium) de formule NaFe3(OH)6(SO4)2, a permis de préciser encore davantage l'enchainement des épisodes climatiques sur Mars. Ce minéral se forme en effet, sur Terre, par l'altération de roches volcaniques en milieu aqueux oxydant acide, de sorte que sa détection sur Mars implique l'existence d'une période de climat humide permettant l'existence d'eau liquide acide. Mais ce minéral est également assez rapidement dégradé par l'humidité, pour former desoxyhydroxydes ferriquestels que lagoethiteα-FeO(OH), qui a par ailleurs été retrouvée en d'autres endroits de la planète (notamment par le roverSpiritdans lecratère Gusev). Par conséquent, la formation de la jarosite en climat humide a dû être rapidement suivie jusqu'à nos jours d'un climat aride afin de préserver ce minéral, nouvelle indication que l'eau liquide avait cessé d'exister à l'Amazonienmais avait été présente aux époques antérieures de l'histoire de Mars.
Le28 septembre 2015, la Nasa annonce y avoir détecté des écoulements de « saumures de différentes compositions, faites dechlorateetperchloratede magnésium et de perchlorate de sodium, mêlés à un peu d’eau. ». D'après les analyses, il y aurait de l'eau liquide ou glacée dans le sous-sol martien. (voir paragrapheEau sur Marset la pageÉcoulements saisonniers sur Mars)
En 2021, laNASAannonce la découverte de traces d'acide benzoïquesur la planète.
En mai 2024, le rover Curiosity roule accidentellement sur des pierres qui se cassent sous son poids et se revèlent être des morceaux de soufre pur. C'est la première que du soufre est découvert sous cette forme à la surface de Mars.
Le scénario qui suit se veut une synthèse plausible déduite des connaissances actuelles issues des différentes campagnes d'exploration de Mars depuis une quarantaine d'années et dont les résultats sont résumés dans l'articleGéologie de Mars.
Comme les autresplanètesduSystème solaire, Mars se serait formée il y a environ4,6 milliardsd'années paraccrétiongravitationnelledeplanétésimauxrésultant de la condensation de lanébuleuse solaire. Étant située en deçà de la limite des 4auduSoleil, au-delà de laquelle peuvent se condenser lescomposésvolatils tels que l'eauH2O, leméthaneCH4ou encore l'ammoniacNH3, Mars s'est formée à partir de planétésimaux de nature essentiellementsidérophile(riches enfer) etlithophile(constitués desilicates), mais avec une teneur accrue en élémentschalcophiles, à commencer par lesoufrequi semble bien plus abondant sur Mars que surTerre, comme l'ont révélé des mesures réalisées parMars Global Surveyor.
Cette teneur élevée en soufre aurait eu pour effet de favoriser ladifférenciationdu globe martien, d'une part en abaissant la température de fusion des matériaux qui le constituent, et d'autre part en formant dessulfures de ferqui ont séparé chimiquement le fer dessilicateset ont accéléré sa concentration au centre de la planète pour y former unnoyaud'élémentssidérophiles, plus riche en élémentschalcophilesque lenoyau terrestre; l'étude desisotopesradiogéniquesdesmétéorites de Mars, et notamment du systèmeHf/W, a ainsi révélé que lenoyaude Mars se serait formé en à peine30 millionsd'années, contre plus de50 millionsd'années pour laTerre. Ce taux d'éléments légers expliquerait à la fois pourquoi lenoyaude Mars est encore liquide, et pourquoi les épanchements de lave les plus anciens identifiés à la surface de la planète semblent avoir été particulièrement fluides, jusqu'à s'écouler sur près d'un millier de kilomètres autour d'Alba Paterapar exemple.
La nature des planétésimaux qui ont conduit à la formation de la planète a déterminé la nature de l'atmosphèreprimordiale de Mars, par dégazage progressif des matériaux en fusion dans la masse de la planète en cours de différenciation. En l'état actuel des connaissance, cette atmosphère devait être bien plus dense qu'aujourd'hui, essentiellement constituée devapeur d'eauH2Oainsi que dedioxyde de carboneCO2, d'azoteN2, dedioxyde de soufreSO2, et peut-être d'assez grandes quantités deméthaneCH4.
Au début de son existence, Mars a certainement dû perdre, plus rapidement que la Terre, une fraction importante de la chaleur issue de l'énergie cinétique desplanétésimauxqui se sont écrasés les uns sur les autres pour conduire à sa formation : sa masse est en effet10 foismoindre que celle de la Terre, alors que sa surface est seulement3,5 foisplus réduite, ce qui signifie que le rapport surface/masse de la planète rouge est près de trois fois plus élevé que celui de notre planète. Une croûte a donc certainement dû se solidifier à sa surface en une centaine de millions d'années, et il est possible que la dichotomie crustale observée aujourd'hui entre les hémisphères nord et sud remonte aux quelques centaines de millions d'années qui ont suivi la formation de la planète.
Une fois suffisamment refroidie, il y a environ 4,5 à4,4 milliardsd'années, la surface solide de la planète dut recevoir enpluiela vapeur d'eau atmosphériquecondensée, qui réagit avec lefercontenu dans les minéraux chauffés pour l'oxyderen libérant de l'hydrogèneH2, lequel, trop léger pour s'accumuler dans l'atmosphère, s'échappa dans l'espace. Ceci aurait conduit à une atmosphère primitive où ne subsistèrent plus que leCO2, leN2et leSO2comme constituants majoritaires de l'atmosphère martienne primitive, avec unepression atmosphériquetotale alors plusieurs centaines de fois supérieure à ce qu'elle est aujourd'hui ; la pression standard actuelle auniveau de référence martienest, par définition, de610Pa.
Pendant l'époquegéologique appeléeNoachienqui prit fin il y a environ 3,7 à3,5 milliardsd'années, Mars semble avoir offert des conditions très différentes de celles d'aujourd'hui et assez similaires à celles de laTerreà cette époque, avec un champ magnétique global protégeant uneatmosphèreépaisse et peut-être tempérée permettant l'existence d'unehydrosphèrecentrée autour d'unocéan boréaloccupant l'actuelle étendue deVastitas Borealis.
L'existence passée d'un champ magnétique global autour de Mars a été découverte à travers l'observation, réalisée dès 1998 parMars Global Surveyor, d'unpaléomagnétismeau-dessus des terrains les plus anciens de l'hémisphère sud, notamment dans la région deTerra CimmeriaetTerra Sirenum. Lamagnétosphèreproduite par ce champ magnétique global devait agir, comme la magnétosphère terrestre de nos jours, en protégeant l'atmosphère de Marsde l'érosionpar levent solaire, qui tend à éjecter dans l'espace les atomes de la haute atmosphère en leur transférant l'énergie nécessaire pour atteindre lavitesse de libération.
Uneffet de serreaurait été à l'œuvre pour tempérer l'atmosphère martienne, qui sinon aurait été plus froide qu'aujourd'hui en raison du plus faible rayonnement émis par leSoleil, alors encore jeune et en voie de stabilisation. Les simulations montrent qu'unepression partiellede150kPade CO2aurait permis d'avoir une température moyenne au sol égale à celle d'aujourd'hui, soit210K(un peu moins de−60°C). Un renforcement de cet effet de serre au-delà de cette température aurait pu provenir de plusieurs facteurs complémentaires :
Nous savons que l'eauliquide était alors abondante sur Mars car l'étudeminéralogiquede la surface de la planète a révélé la présence significative dephyllosilicatesdans les terrains remontant à cette époque. Or les phyllosilicates sont de bons indicateurs de l'altération deroches ignéesen milieu humide. L'abondance de ces minéraux dans les sols antérieurs à environ4,2 milliardsd'années a conduit l'équipe de planétologues de l'ESAresponsable de l'instrumentOMEGAet dirigée parJean-Pierre Bibringà proposer la dénomination dePhyllosienpour l'éonstratigraphiquecorrespondant : c'est l'époque semble-t-il la plus humide qu'ait connu la planète Mars.
Des études plus fines réaliséesin situpar les deuxMars Exploration Rovers,SpiritetOpportunity, respectivement dans lecratère Gusev, au sud d'Apollinaris Patera, et surMeridiani Planum, suggèrent même l'existence passée d'unehydrosphèresuffisamment importante pour avoir pu homogénéiser le taux dephosphoredes minéraux analysés sur ces deux sites situés de part et d'autre de la planète. Une approche différente, fondée sur la cartographie de l'abondance duthorium, dupotassiumet duchloreà la surface de Mars par le spectromètre gamma (GRS) de la sondeMars Odyssey, aboutit au même résultat.
Par ailleurs, l'étude détaillée des traces laissées dans le paysage martien par de supposéscours d'eauet étendues liquides a conduit à proposer l'existence d'un véritable océan couvrant près du tiers de la surface de la planète au niveau de l'actuelVastitas Borealis. Dans un article de 1991 devenu classique, Bakeret al.allaient jusqu'à identifier certaines structures aux traces d'un ancien rivage. Les lignes côtières ainsi identifiées se trouvaient de surcroît correspondre aux courbes d'altitude constante corrigées des déformations ultérieures déduites du volcanisme et d'estimations quant au changement d'axe de rotation de la planète. Ces projections, parfois assez hardies, n'ont cependant pas convaincu tout le monde, et d'autres théories ont également été proposées pour rendre compte de ces observations, notamment en se fondant sur la possible origine volcanique des structures ainsi interprétées.
L'idée d'un océan boréal au cœur d'une hydrosphère étendue demeure néanmoins toujours aussi séduisante, et de nombreuses équipes travaillent à analyser, avec des outils toujours plus performants, les données topographiques continuellement enrichies des informations recueillies par les sondes actuellement en fonctionnement autour de Mars, dans l'espoir d'établir la distribution géographique de l'hydrosphère martienne au Noachien.
Dans le même ordre d'idées, l'existence dulac Eridaniaau cœur des hautes terres deTerra Cimmeriaa été suggérée pour expliquer notamment la genèse deMa'adim Vallisà partir de l'observation de certaines formations topographiques interprétées comme d'anciens rivages fossilisés.
Les conditions martiennes duNoachienauraient peut-être pu permettre l'émergence de formes deviesur Mars comme cela s'est passé sur Terre : outre la présence d'eau liquide et l'effet de serrequi aurait pu maintenir une température suffisamment élevée, l'abondance desargilespermet d'envisager des scénarios d'apparition de la vie élaborés dans le cadre de certaines des (nombreuses) théories d'abiogenèse, tandis que d'autres théories (par exemple celle conçue à la fin duXXsièclepar Günter Wächtershäuser) envisagent l'abiogenèse terrestre dans dessources hydrothermalesriches ensulfure de fer(II)FeS, un environnement également susceptible d'avoir existé sur Mars au Noachien. Ces conditions seraient cependant rapidement devenues nettement moins favorables à l'éon suivant, l'Hespérien, qui aurait débuté au plus tard il y a3,5 milliardsd'années : dominé par lachimiedusoufre, il s'est certainement traduit par un abaissement significatif dupHde l'eaumartienne sous l'effet depluiesd'acide sulfuriqueH2SO4, qui auraient eu accessoirement pour conséquence de permettre l'existence d'eau liquide à des températures sensiblement inférieures à0°C.
Or les plus anciennes traces de « vie » détectées sur notre planète ne remontent pas au-delà de3,85 milliardsd'années pour la plus reculée de toutes les dates publiées(autour de la limite conventionnelle entre l'Hadéenet l'Archéen), soit700 millionsd'années après la formation de la Terre, c'est-à-dire presque autant que la durée totale du premier éon martien dans l'hypothèse la plus favorable, comme le rappelle la chronologie ci-dessous des éons terrestres comparée à l'échelle de Hartmann standard et à l'échelle de Hartmann & Neukum:
Dans ces conditions, si un processus d'abiogenèseavait pu aboutir sur Mars auNoachien, il aurait conduit à des formes de vie qui auraient eu très peu de temps pour évoluer avant les bouleversements de l'Hespérien, à une époque — autour de 4 à3,8 milliardsd'années avant le présent — marquée par lesimpactsd'astéroïdesdugrand bombardement tardif.
À titre de comparaison, laphotosynthèsene serait pasapparue sur Terreavant3 milliardsd'années, voire seulement2,8 milliardsd'années, tandis que les plus anciennescelluleseucaryotesne remonteraient pas au-delà de2,1 milliardsd'années, et lareproduction sexuéene daterait pas de plus de1,2 milliardd'années.
Alors que lePhyllosiensemble avoir été plutôt dépourvu d'activitévolcanique, l'analyse détaillée des données recueillies par l'instrumentOMEGAdeMars Express, conçu pour l'analyse minéralogique de la surface martienne, a conduit à identifier, à la fin de cetéon, une période de transition, s'étendant d'environ 4,2 à4,0 milliardsd'années avant le présent, marquée par l'apparition d'une activité volcanique significativealors que la planète connaissait vraisemblablement encore des conditions tempérées et humides sous une atmosphère plutôt épaisse.
De surcroît, l'exploration par dessondesde la surface desplanètes telluriques— à commencer par la Lune — à la fin duXXsièclea conduit à postuler un épisode dit de «grand bombardement tardif» (appeléLate Heavy Bombardmenten anglais) s'étendant sur une période datée approximativement de 4,0 à3,8 milliardsd'années avant le présent, à plus ou moins50 millionsd'années près. C'est au cours de cet épisode que se seraient formés les grandsbassins d'impactaujourd'hui visibles sur Mars, tels qu'Hellas,Argyreou encoreUtopia.
Survenu à la fois sur Terre et sur Mars, ce cataclysme serait peut-être également à l'origine de la différence de concentration enoxyde de fer(plus du simple au double) observée entre lemanteaude laTerreet celui de Mars. Les impacts cosmiques auraient en effet liquéfié le manteau terrestre sur peut-être 1 200 à 2 000kmd'épaisseur, portant la température de ce matériau jusqu'à3 200°C, température suffisante pour réduire leFeOenferet enoxygène. Lenoyauterrestre aurait ainsi connu un apport supplémentaire en fer issu de la réduction dumanteauà l'issue de ce bombardement météoritique, ce qui expliquerait la teneur pondérale résiduelle d'environ 8 % deFeOdans le manteau terrestre. Sur Mars, au contraire, la température du manteau fondu n'aurait jamais dépassé2 200°C, température insuffisante pour réduire l'oxyde de fer(II)et laissant donc inchangée la teneur enFeOdu manteau martien à environ 18 %. Cela expliquerait pourquoi Mars est aujourd'hui extérieurement plus de deux fois plus riche enoxydes de ferque la Terre alors que ces deux planètes sont supposées avoir été originellement similaires.
À l'issue de cesimpactsgéants, les conditions à la surface de la planète ont vraisemblablement été sensiblement altérées. En premier lieu, Mars aurait perdu une fraction importante de son atmosphère, dispersée dans l'espace sous l'effet de ces collisions. Le climat général de la planète aurait été bouleversé par les poussières et les gaz injectés dans l'atmosphère lors de ces collisions, ainsi que par un possible changement d'obliquitélors de tels impacts. Mais il est également possible que l'énergie cinétiquedesimpacteurs, en injectant de l'énergie thermique dans lemanteaumartien, ait modifié legradientthermique dont on suppose qu'il entretient, dans lenoyau planétaire, les mouvements deconvectionà l'origine de l'effet dynamoengendrant le champ magnétique global, ce qui aurait fait disparaître lamagnétosphèremartienne dès la fin duNoachien.
Lesimpactsà l'origine des grandsbassinsmartiens ont peut-être initié le plus grand épisode volcanique de l'histoire de la planète, définissant l'époque qu'on appelle l'Hespérien. Celle-ci est caractérisée, d'un point de vuepétrologique, par l'abondance desminérauxcontenant dusoufre, et notamment desulfateshydratéstels que lakiesériteMgSO4•H2Oet legypseCaSO4•2H2O.
Les principales formations volcaniques martiennes seraient apparues à l'Hespérien, peut-être même, pour certaines, dès la fin duNoachien; c'est notamment le cas des plaines de laves telles queMalea Planum,Hesperia PlanumetSyrtis Major Planum.Alba Monsaurait peut-être également commencé son activité à ce moment, à la suite de l'impact à l'origine du bassin d'Hellas Planitiasitué auxantipodes. Lerenflement de Tharsiset les volcans d'Elysium Planitia, en revanche, remonteraient au milieu de l'Hespérien, aux alentours de3,5 milliardsd'années avant le présent, date qui correspondrait à la période d'activité volcanique maximum sur la planète rouge ;Alba Monsaurait ainsi connu sa plus grande activité dans la seconde moitié de l'Hespérien jusqu'au début de l'Amazonien.
Ce volcanisme aurait libéré dans l'atmosphère de Marsde grandes quantités dedioxyde de soufreSO2qui, en réagissant avec l'eau dans les nuages, aurait formé dutrioxyde de soufreSO3donnant, en solution dans l'eau, de l'acide sulfuriqueH2SO4. Cette réaction aurait sans doute été favorisée sur Mars par laphotolyseà haute altitude des molécules d'eau, sous l'action du rayonnementultravioletduSoleil, qui libère notamment desradicauxhydroxyleHOet produit duperoxyde d'hydrogèneH2O2, unoxydant. La comparaison avec l'atmosphère de Vénus, qui possède des nuages d'acide sulfuriquedans une atmosphère dedioxyde de carbone, souligne également le rôle de la dissociationphotochimiquedudioxyde de carbone(CO2) par les ultraviolets de moins de 169nmpour initier l'oxydationdudioxyde de soufre:
CO2+hν→CO+OSO2+O→SO3SO3+H2O→H2SO4
L'eau martienne aurait donc été chargée d'acide sulfurique à l'Hespérien, ce qui aurait à la fois pour conséquence d'abaisser sensiblement sonpoint de congélation— l'eutectiquedu mélange H2SO4•2H2O – H2SO4•3H2Ogèle ainsi un peu en dessous de−20°C, et celui du mélange H2SO4•6,5H2O – H2Ogèle autour de210K, température légèrement inférieure à−60°C, qui est la température moyenne actuelle sur Mars — et de conduire à la formation de sulfates plutôt que decarbonates. Ainsi s'expliquerait pourquoi, alors que Mars possédaita prioriune atmosphère de CO2et de grandes étendues d'eau liquide, on n'y trouve quasiment pas de carbonates, alors que les sulfates semblent, au contraire, particulièrement abondants: la formations des carbonates est inhibée par l'acidité— que la présence de sulfates laisse supposer (lasidériteFeCO3,a priorile carbonate le moins soluble, neprécipitequ'àpHsupérieur à 5) — et la libération continue deSO2par l'activité volcanique à l'Hespérienaurait déplacé leCO2descarbonatesqui auraient pu s'être formés auNoachienpour les remplacer par dessulfates, comme cela se produit par exemple àpHfaible avec lemagnésium:
MgCO3+H2SO4→MgSO4+ H2O+ CO2
Lachronostratigraphieminéralogiqueproposée par l'équipe de planétologues responsable de l'instrumentOMEGAde la sondeMars Expressfait correspondre, à l'Hespérien, l'éonstratigraphiqueappelé «Theiikien», terme forgé via l'anglais à partir dugrec ancienθεῖον/theîon, « soufre » —la racine exacte serait plutôt l'adjectif *θειικον dans le sens de « sulfurique ». Cet éon serait cependant daté de 4,0 à3,6 milliardsd'années avant le présent, c'est-à-dire avec un décalage de 300 à400 millionsd'années vers le passé par rapport à l'échelle de Hartmann & Neukum.
Une fois passé l'épisode volcanique majeur de l'Hespérien, Mars aurait progressivement vu son activité interne se réduire jusqu'à nos jours, où elle semble être devenue imperceptible, voire peut-être nulle. En effet, plusieurs épisodes volcaniques, d'intensité décroissante, auraient eu lieu au cours de l'Amazonien, notamment au niveau d'Olympus Mons, et certaines éruptions se seraient même produites il y a seulement2 millionsd'années, mais cette activité demeure épisodique et, en tout état de cause, insignifiante comparée par exemple au volcanisme existant actuellement sur Terre.
Parallèlement, l'atmosphère de Marsaurait subi une érosion continue depuis le début de l'Hespérien sous l'effet duvent solaireà la suite de la disparition de lamagnétosphère, sans doute dès la fin duNoachien. Une telle érosion, même modérée, mais continue sur plusieurs milliards d'années, aurait sans difficulté dispersé dans l'espace l'essentiel de ce qu'il restait d'enveloppe gazeuse à la surface de Mars après legrand bombardement tardif. Il s'est ensuivi la disparition progressive de l'effet de serredû auDioxyde de carboneCO2martien, d'où la baisse continue de la température et de la pression atmosphérique de la planète à partir de l'Hespérien et tout au long de l'Amazonien.
La présence d'eau liquide sur Mars a donc progressivement cessé d'être continue pour ne plus être qu'éparse et épisodique. Les conditions martiennes actuelles permettent en effet l'existence d'eau liquide dans les régions les plus basses de la planète dans la mesure où cette eau est chargée dechlorureset/ou d'acide sulfurique, ce qui semble précisément être le cas sur Mars compte tenu du résultat des analyses effectuéesin situpar les sondes qui ont étudié chimiquement le sol de la planète rouge. Desprécipitationssignificatives semblent également avoir eu lieu jusqu'au milieu de l'Amazonien, à en juger par les arêtes sinueuses identifiées par exemple à l'est d'Aeolis Mensae. Mais, au cours de l'Hespérien et de l'Amazonien, les conditions martiennes globales sont passées d'une atmosphère épaisse, humide et tempérée à une atmosphère ténue, aride et froide.
Ces conditions particulières, exposant, pendant des milliards d'années, les minéraux de la surface martienne à une atmosphère sèche chargée d'ionsoxydants, ont favorisé l'oxydationanhydredufersous forme d'oxyde de fer(III)Fe2O3(hématite) amorphe, à l'origine de la couleurrouillecaractéristique de la planète. Cette oxydation demeure néanmoins limitée à la surface, les matériaux situés immédiatement en dessous étant la plupart du temps demeurés dans leur état antérieur, avec une couleur plus sombre. Cette prédominance des oxydes ferriques est à l'origine du termesidérikiendésignant l'éonstratigraphiquecorrespondant, forgé par les planétologues responsables de l'instrumentOMEGAde la sondeMars Expressà l'ESA, à partir dugrec ancienσίδηρος/sídērossignifiant « fer » —la racine exacte serait plutôt l'adjectif *σιδηρικος dans le sens de « ferrique »— et qui débuterait dès3,6 milliardsd'années avant le présent.
La transition entre Hespérien et Amazonien aurait été assez progressive, ce qui explique l'extrême variabilité des dates définissant la limite entre ces deuxépoques:3,2 milliardsd'années avant le présent selon l'échelle de Hartmann & Neukum, mais seulement1,8 milliardd'années selon l'échelle standard de Hartmann.
De l'abondance d'eau liquide duNoachien, il ne reste plus, aujourd'hui, que des traces dans l'atmosphère de Mars et, sans doute, d'importantes quantités d'eau gelée dans le sol et les calottes polaires de Mars, sous forme depergélisol, voire demollisol. En 2005, la sondeMars Expressa détecté, à proximité du pôle nord, un lac de glace d'eau dans un cratère. En 2007, le radar MARSIS deMars Expressa mis en évidence de grandes quantités de glace d'eau enfouies dans les terrains qui bordent la calotte résiduelle australe. Ainsi, le volume de glace d'eau contenue dans le pôle sud est estimé à1,6 millionde kilomètres cubes, soit approximativement le volume de glace d'eau de la calotte résiduelle boréale.
La présence d'eau dans le sous-sol a également été détectée à mi-distance entre l'équateur et le pôle nord. Ainsi, en 2009, la sondeMars Reconnaissance Orbitera révélé que des cratères d'impact récemment formés contenaient de la glace pure à 99 %.
La présence durable d'eau liquide à la surface de Mars est considérée comme improbable. En effet, compte tenu de la pression et de la température à la surface de Mars, l'eau ne peut exister à l'état liquide et passe directement de l’état solide à l’état gazeux parsublimation. Cependant, de récents éléments suggèreraient la présence temporaire d'eau liquide dans des conditions particulières. Expérimentalement, des écoulements d'eau et de saumure à basse pression ont été réalisés pour étudier leurs répercussions sur la surface.
Des traces saisonnières d'écoulements ont également été identifiées au printemps 2011 par l'instrumentHiRISEde la sondeMars Reconnaissance Orbiteren plusieurs points de la surface martienne sous forme de traces sombres qui s'allongent et s'élargissent sur des pentes exposées au soleil, notamment sur les bords ducratère Newton. Ces formations assez sombres, larges de 0,5 à 5 mètres, se forment préférentiellement face à l'équateur sur des pentes inclinées de 25° à 40° entre48° Set32° S, avec une longueur maximale à la fin de l'été et au début de l'automne local, alors que la température de surface se situe entre250et300K.
Les variations d'éclat, la distribution en latitude et la saisonnalité de ces manifestations suggèrent qu'elles soient provoquées par une substance volatile, mais celle-ci n'a pas été directement détectée. Elles se trouvent en des points trop chauds de la surface martienne pour qu'il puisse s'agir dedioxyde de carbonegelé, et généralement trop froids pour qu'il puisse également s'agir d'eau pure gelée. Ces observations plaident donc également en faveur desaumures, qui semblent se former ponctuellement de temps en temps à la surface de la planète. Le28 septembre 2015la NASA annonce que des analyses des images en provenance de la sonde Mars Reconnaissance Orbiter confirmeraient la présence de liquide sur Mars sous forme de sels hydratés.
Enmars 2014, à la suite de l'exploration menée par lerobotCuriosity, la NASA annonce qu'un grand lac aurait rempli lecratère Galealimenté par des rivières pendant des millions d'années.
Une étude publiée enmars 2017a montré que les écoulements seraient finalement secs. En effet, les quantités d'eau nécessaires pour expliquer ces sources d'eau chaque année ne sont pas suffisantes dans l'atmosphère. La source souterraine est aussi très improbable car lesécoulements sombres(Recurring Slope Lineae, RSL) se forment parfois sur des sommets. La nouvelle hypothèse propose l'effet depompe de Knudsencomme déclencheur des écoulements, qui seraient donc totalement secs.
Le25 juillet 2018, la sonde spatialeMars Expresslancée par l'Agence spatiale européennedétecte au niveau de la calotte polaire australe la présence d'un lac souterrain d'eau liquide de 20kmde large, à 1,5kmsous la surface de Mars. Bien qu'à une température inférieure au point de congélation de l'eau pure, ce lac serait liquide en raison de sa forte concentration en sels et minéraux martiens.
Une théorie récente proposée en août 2024 par les chercheurs américains Michael Manga, James Tuttle Keane, et Aaron Rodriguez suggère la présence d'un vaste réservoir d'eau liquide sous la surface de Mars, situé entre 11,5 et 20 kilomètres de profondeur. Cette hypothèse repose sur l'analyse des ondes sismiques enregistrées par la mission InSight de la NASA. Les chercheurs estiment que cet éventuel réservoir pourrait contenir suffisamment d'eau pour former un océan global. Cette découverte, si elle est confirmée, pourrait avoir des implications significatives pour l'habitabilité de Mars. Cependant, certains experts restent sceptiques, soulignant que les données sismiques peuvent être interprétées différemment et que des études supplémentaires sont nécessaires pour valider cette hypothèse.
Mars possède deux petits satellites naturels,PhobosetDéimos, ressemblant à desastéroïdesde typechondrite carbonéeou detype D, dont l'origine demeure incertaine avec plusieurs hypothèses soulevées:
Phobos, le satellite naturel de Mars le plus proche de sa planète, est une masse irrégulière de 27 × 22 × 18kmqui orbite à moins de 6 000kmd'altitude, au point de n'être pas visible depuis les régions polaires de la surface martienne, au-delà de 70,4° de latitude nord ou sud, où il est masqué par la courbure de la planète. La sondeMars Global Surveyora révélé que sa surface, très cratérisée, est recouverte d'unrégolitheépais d'une centaine de mètres provenant sans doute des myriades d'impacts survenus à la surface de cet objet. Samasse volumiquemoyenne est moitié moindre que celle de Mars, à un peu moins de 1 890 kg/m, suggérant une nature poreuse résultant d'une structure en blocs agglomérés dont la cohésion globale serait assez faible. Il s'agirait d'unastéroïde de type D, c'est-à-dire constitué de matériaux où dominent lessilicatesanhydresavec une proportion notable decarbone, decomposés organiquesainsi que, peut-être, de glace d'eau. Il aurait une composition proche d'unechondrite carbonée, expliquant sonalbédod'à peine 0,071. La nature minéralogique de la surface examinée par lespectromètreinfrarougeISM de la sondePhobos 2semble correspondre à de l'olivineavec localement des concentrations d'orthopyroxène. La présence d'eau en surface du satellite a clairement été écartée par plusieurs étudesmais ne demeure pas exclue en profondeur.
L'un des traits caractéristiques de Phobos est la présence de sillons parallèles d'au plus 30mde profondeur, 200mde large et 20kmde long, qui semblent envelopper le satellite radialement autour ducratère Stickney, et qui pourraient être les traces de débris projetés dans l'espace lors d'impactssur Mars qui auraient été balayés en orbite parPhobos: les sillons semblent en réalité « s'écouler » sur la surface du satellite à partir de son point « avant » — dans le sens de sa révolution synchrone autour de Mars — davantage qu'à partir du cratère Stickney lui-même, situé à proximité du point avant. Ces sillons sont plus précisément descatenae, qui résultent de chaînes decratèresalignés.
Orbitant à l'intérieur de l'orbite synchronede Mars, située à 17 000kmd'altitude,Phobosest ralenti par lesforces de maréeexercées par le globe martien, ce qui lui fait perdre de l'altitude à raison d'environ 18cmpar an : à cette vitesse, il atteindra salimite de Rochedans environ11 millionsd'années et se désagrégera à environ 4 000kmd'altitude au-dessus de la surface martienne où il devrait progressivement former unanneau.
Le second satellite de Mars,Déimos, est encore plus petit que le premier, avec des dimensions de 15 × 12,2 × 10,4km. Il orbite à un peu plus de 23 000kmd'altitude, sur une orbite quasiment circulaire inclinée de moins d'un degré par rapport à l'équateur martien. Il semble être de même nature quePhobos—astéroïde de type Dde composition proche d'unechondrite carbonée— mais sa surface,a prioritout aussi cratérisée que celle de Phobos, serait nettement plus adoucie par une couche derégolithesuffisamment épaisse pour combler la plupart des cratères. Lamasse volumiquede ce régolithe a été estimée au radar à environ 1 100 kg/m, celle du satellite dans son ensemble étant de l'ordre de 1 470 kg/m.
Les vues prises parMars Reconnaissance Orbiteront montré une surface de couleur variable selon les régions, le régolithe ayant une teinte rouge sombre plus prononcée que les surfaces semble-t-il plus récentes, situées autour de certains cratères et sur le bord des arêtes. Lescatenaeformant les sillons caractéristiques de la surface dePhobosn'ont pas été observées sur Déimos.
Les deux satellites ont été découverts lors de l’oppositiond’août 1877parAsaph Hallà l'aide d'un télescope de 26 pouces depuis l'observatoire naval des États-UnisdeWashington.
Ils ont été originellement nommésPhobusetDeimusd'après une suggestion d'Henry Madan professeur aucollège d'Etond'après la ligne 119 du chant XV del'Iliade:
Dans lamythologiegrecque, Phobos et Déimos sont les fils du dieuArès, engrec ancienΦόϐος / Phóbossignifie « peur » etΔεῖμος / Deĩmos« terreur ». Cette dénomination est un jeu de mots sur lapolysémiedu motsatellitequi peut désigner à la fois un astre (les satellites de la planète) ou bien une personne, un garde du corps (les satellites du dieu).
Actuellement sont connus quatretroyensdans le sillage de Mars. Le premier, découvert en 1990, et le plus connu d'entre eux, est(5261) Eurêka, situé aupoint de LagrangeL5. Les trois autres sont 1998 VF31 (au point L4), 1999 UJ7 (au point L5), et 2007 NS2 (au point L5).
Mars possède aussi un astéroïde coorbital : (26677) 2001 EJ18.
Six autres astéroïdes sont également étroitement liés à Mars, mais ne semblent pas en être des troyens : 2001 FR127, 2001 FG24, 2001 DH47, 1999 ND43, 1998 QH56 et 1998 SD4.
2007 WD5est unastéroïdegéocroiseuretaréocroiseurde 50mde long découvert le20 novembre 2007parAndrea Boattini, duCatalina Sky Survey. Selon leNear Earth Object Programde laNASA, il avait une chance sur 10 000 (soit 0,01 %) d'impacter Mars le30 janvier 2008, impact qui ne s'est finalement pas produit.
Mars faisant partie des cinq planètes visibles à l’œil nu (avec Mercure, Vénus, Jupiter, et Saturne), elle est observée depuis que les hommes regardent le ciel nocturne. Lors de ses oppositions, elle est la planète la plus brillante après Vénus (samagnitude apparentepeut alors atteindre -2,9, le reste du temps, la deuxième planète la plus brillante est Jupiter).
La couleur rouge caractéristique de Mars lui valut dans l’Antiquitéle rapprochement avec le dieu grec de la guerreArèspuis avec son équivalent romainMars, le rouge évoquant le sang des champs de bataille.
LesBabyloniensla nommaientNirgalouNergal, le dieu de la mort, des destructions et du feu.
Les Égyptiens la nommaient «Horusrouge » (ḥr Dšr, Hor-desher) et connaissaient son « déplacement à reculons » (actuellement connu sous le nom demouvement rétrograde).
Dans lamythologie hindoue, Mars est nomméeMangala(मंगल) du nom du dieu de la guerre. Dans lequadrangle de Memnonia, Mangala Valles est nommé en son honneur.
Enhébreu, elle est nomméeMa'adim(מאדים) : « Celui qui rougit »).Ma'adim Vallisreprend ce vocable.
EnAsie de l'Est(Chine,Japon,CoréeetViêt Nam) Mars est火星, littéralement l’astre (星) feu (火). Enmandarinetcantonais, elle est couramment nomméehuoxing(火星,huǒxīngenpinyin) et traditionnellementYinghuo(荧惑,yínghuòen pinyin,litt.« flamboyant confus »).
Enjaponais,火星enkanji,かせいenhiragana, oukaseienrōmaji(qui a donné son nom àKasei Vallis).
Encoréen,火星enhanjaet화성enhangeul, transcrit enhwaseong.
Mars est encore connue de nos jours sous le nom de « Planète rouge ».
Des observations de l’astronomie pré-télescopique, il reste peu de documents, et ceux-ci sont teintés de religion ou d’astrologie (comme lezodiaque de DendérahenHaute-Égypte). De plus, les observations à l’œil nu ne permettent pas d’observer la planète elle-même mais plutôt sa trajectoire dans le ciel.
En 1600 à Prague,Johannes Keplerdevient l'assistant deTycho Brahe(mort en 1601) pour lequel il doit calculer l'orbite précise de Mars. Il met six ans à faire le calcul et découvre que les orbites des planètes sont des ellipses et non des cercles. C'est lapremière loi de Keplerqu'il publie en 1609 dans son ouvrageAstronomia nova.
La croyance en l’existence des canaux martiens dura de la fin duXIXsiècle au début duXXsiècle et marqua l’imagination populaire, contribuant au mythe de l’existence d’une vie intelligente sur la quatrième planète du Système solaire. Leur observation, qui n’a jamais fait l’unanimité, provenait d’une illusion d’optique, phénomène fréquent dans les conditions d’observation de l’époque (paréidolie).
AuXXsiècle, l’utilisation de grands télescopes permit d’obtenir les cartes les plus précises avant l’envoi des sondes. À l’observatoire de Meudon, les observations d’Eugène Antoniadien 1909 aboutirent à la publication deLa planète Marsen 1930. À l’Observatoire du Pic du Midi, des observations furent effectuées parBernard Lyot, Henri Camichel,Audouin Dollfus, etJean-Henri Focas.
L’exploration de Mars se fait à l’aide desondes spatiales, notamment desatellites artificielset d’astromobiles, ourovers.
Elle tient une place importante dans les programmes d’exploration spatiale de laRussie(et avant elle par l’URSS), desÉtats-Unis, de l’Union européenne, et duJapon, et commence à se matérialiser dans le programme spatial de larépublique populaire de Chine. Une quarantaine de sondes orbitales et d’atterrisseurs ont été lancés vers Mars depuis les années 1960.
N.B. : les dates ci-dessous sont celles du lancement et de la fin des missions ; la date intermédiaire est celle de l'insertion d'un satellite en orbite martienne (orbiter) ou de l'atterrissage d'un atterrisseur (lander).
Les différentes missions martiennes ont mis en place des satellites artificiels autour de la planète. Ils servent de relais pour les télécommunications avec les modules posés au sol, et réalisent des mesures globales sur l'environnement et la surface de Mars.
Dix satellites artificiels orbitent actuellement autour de Mars, dont huit sont encore en fonctionnement, soit davantage d'engins que pour tout autre objet du Système solaire hormis la Terre.
Lesymbole astronomiquede Mars est un cercle portant une flèche pointant vers le nord-est (Unicode0x2642 ♂). Enalchimie, ce symbole est associé au fer (dont l'oxyde est rouge) et indique parfois une mine de fer sur les cartes.
Mars mettant un peu moins de deux ans pour faire le tour du Soleil, son symbole a été utilisé parCarl von Linnéafin de représenter les plantes bisannuelles dans son ouvrageSpecies plantarum.
Ce symbole est une représentation stylisée du bouclier et de la lance du dieuMars. Enbiologie, le même symbole est utilisé comme signet pour le sexemâle.Les hommes viennent de Mars, les femmes viennent de Vénusest un best-seller deJohn Grayparu en 1992.
Volvoa intégré ce symbole dans son logo en raison de son association avec le fer, donc l'industrie sidérurgique.
La couleur rouge est associée à Mars. On lui associe aussi la violence, la colère, la guerre : tous les attributs habituels du dieu Mars.
Si Mars est une planète « maléfique » pour lesastrologues traditionalistes, les praticiens de l'astrologie psychologique(en)considèrent que Mars n'est ni bon ni mauvais, mais porteur de sens multiples. Par exemple, pourClaire Santagostini, le principe martien est simplement la« force d'expression de l'être humain par prise sur le monde ». Elle prend comme exemple le partisan de la non-violenceGandhi.
L’hypothétique corrélation entre la position de la planète Mars par rapport à l’horizon au moment de la naissance et la destinée de certains sportifs est nomméeeffet Mars.
Sur les photos prises parViking 1, le25 juillet 1976, au cours de sa35orbite, on distingue dansCydonia Mensaedes structures semblant artificielles dont un visage gigantesqueet des pyramides. Cette légende est reprise dans le film de science-fiction américainMission to Mars, réalisé en 2000 parBrian De Palma.
« Mars, celui qui apporte la guerre » est le premier mouvement de l'œuvre pour grandorchestreLes Planètes, composée et écrite parGustav Holstentre 1914 et 1916.
Une chanson de l'auteur-compositeur-interprète britanniqueDavid Bowie,Life on Mars?, parue en 1971, pose dans son refrain la question :«Is there life on Mars?»(« Y a-t-il de la vie sur Mars ? »)
Personnages historiques et leurs découvertes liées à l'observation de Mars