Mars (prononcé enfrançais : /maʁs/) est la quatrièmeplanète duSystème solaire par ordre croissant de la distance auSoleil et la deuxième par ordre croissant de la taille et de la masse. Son éloignement au Soleil est compris entre 1,381 et 1,666 au (206,6 à249,2 millions de kilomètres), elle a unepériode orbitale de669,58 jours martiens (686,71 jours ou1,88 année terrestre).
Lapériode de rotation de Mars est du même ordre que celle de la Terre et sonobliquité lui confère un cycle des saisons similaire à celui que nous connaissons ; ces saisons sont toutefois marquées par uneexcentricité orbitale cinq 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'oppositions rapprochées, dépasser l'éclat maximum deJupiter, atteignant unemagnitude apparente de -2,91[4], tandis que sondiamètre apparent varie de 25,1 à 3,5 secondes d'arc selon que sa distance à la Terre varie de 55,7 à401,3 millions de kilomètres. Mars a toujours été caractérisée visuellement par sa couleur rouge, due à l'abondance de l'hématite amorphe — 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 enOccident d'après le dieu de la guerre dans lamythologie romaine,Mars, assimilé au dieuArès de lamythologie grecque. En français, Mars est souvent surnommée « la planète rouge » en raison de cette couleur particulière.
Avant le survol de Mars parMariner 4 en 1965, on pense qu'il s'y trouve de l'eau liquide en surface et que desformes de vie similaires à celles existant sur Terre peuvent s'y être développées, thème très fécond enscience-fiction. Les variations saisonnières d'albédo à la surface de la planète sont attribuées à de la végétation, tandis que des formations rectilignes perçues dans leslunettes astronomiques et lestélescopes de l'époque sont interprétées, notamment par l'astronome amateur américainPercival Lowell, comme descanaux d'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 4 permet de découvrir une planète dépourvue dechamp magnétique global, à la surface cratérisée rappelant celle de laLune, et uneatmosphère ténue.
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 sondePhoenix a ainsi découvert à l'été 2008 de la glace d'eau à une faible profondeur dans le sol deVastitas Borealis[5].
Quatrièmeplanète duSystème solaire par ordre de distance croissante en partant duSoleil, Mars est uneplanète tellurique moitié moins grande que la Terre et près de dix fois moins massive, dont la superficie est un peu inférieure à celle des terres émergées de notre planète (144,8 contre148,9 millions de kilomètres carrés). Lagravité y 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 uneorbite sensiblement pluselliptique, et reçoit, selon sa position sur cette orbite, entre deux et trois fois moins d'énergie solaire que notre planète. L'atmosphère de Mars étant de surcroît plus de150 fois moins dense que la nôtre, et ne produisant par conséquent qu'uneffet de serre très limité, ce faiblerayonnement solaire explique que la température moyenne sur Mars soit d'environ−65 °C.
La fine atmosphère martienne, où apparaissent desnuages localement 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.
Des sept autres planètes que compte le Système solaire, seuleMercure possède 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 million d'années[6]. 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[7], de sorte qu'elle devrait encore croître au cours des 25 000 prochaines années[8].
L'obliquité désigne l'inclinaison de l'axe de rotation d'une planète sur son planorbital autour duSoleil. L'obliquité de Mars est actuellement de 25,19°, proche de celle de la Terre, mais connaît des variations périodiques dues auxinteractions gravitationnelles avec les autresplanètes duSystème solaire. Ces variations cycliques ont été évaluées par simulations informatiques dès les années 1970[9] comme ayant une périodicité de 120 000 ans s'inscrivant elle-même dans un super cycle de1,2 million d'années avec pour valeurs extrêmes 14,9° et 35,5°. Un cycle encore plus long se superposerait à cet ensemble, de l'ordre de10 millions d'années, dû à unerésonance orbitale entre 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 millions d'années[10]. 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°[11].
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[12].
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[13], tandis qu'elle tend à migrer aux basses latitudes en période de forte obliquité[14]. 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[15].
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 orbitale et 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 du avait lieu précisément à17 h 58 min 49 sUTC. tandis que la plus grande proximité entre les deux planètes avait eu lieu la veille, le à9 h 51 min 14 s UTC (donnéesIMCCE[17]).
Ces oppositions surviennent approximativement tous les780 jours, l'avant-dernière en date s'étant produite le[18], la dernière le 8 décembre 2022 et les prochaines les 16 janvier 2025, 19 février 2027 et 25 mars 2029[19], puis les 4 mai 2031, 27 juin 2033, 15 septembre 2035, et 19 novembre 2037[20].
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 aupérihélie que le rapprochement est le plus favorable. Cette situation se rencontre tous les quinze ans environ, après sept oppositions. Ainsi, le à9 h 51 min 14 sUTC, Mars était distante de la Terre de55,758 millions de kilomètres, soit 0,372 7 au ; c'est la plus grande proximité entre Mars et la Terre depuis 59 618 ans[17]. Un rapprochement encore un peu plus resserré est prévu le, avec une distance de55,688 millions de 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 millions de kilomètres le et55,651 millions de kilomètres le[8].
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 leprogrammeViking pour le développement de ses missionsViking 1 etViking 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[22].
Dans le système planétocentrique, développé à partir des données acquises par le MOLA deMars Global Surveyor et aujourd'hui le plus utilisé, les coordonnées géographiques sont exprimées sur Mars dans lesystème décimal — et non dans lesystème sexagésimal utilisé 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 0 pour les longitudes.
Dans le système planétographique, développé à partir des données recueillies parMariner 9 et aujourd'hui de moins en moins utilisé, les coordonnées sont exprimées de façon décimale avec les longitudes croissant vers l'ouest de 0 à360° W en 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[23]. Ceci permet de définir formellement une surfaceéquipotentielle globale 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'USGS en30 régions de taille semblable, 15 par hémisphère, dont la topographie établie par leMOLA deMars Global Surveyor puisTHEMIS deMars Odyssey est disponible sur Internet sous forme de cartes au1⁄5 000 000[24],[25]. 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 solaire pour lesquelles les données géographiques sont suffisantes pour devoir être structurées.Vénus a ainsi été divisée en huitquadrangles au1⁄10 000 000 et en62 quadrangles au1⁄5 000 000.
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 5 500 km de 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 Planum etSolis Planum, et la partie orientale est marquée par le système decanyons deValles Marineris prolongeant par l'est le réseau deNoctis Labyrinthus. Deux grandsbassins d'impact sont nettement visibles dans l'hémisphère sud,Argyre Planitia et surtoutHellas Planitia, au fond duquel a été relevée la plus grande profondeur à la surface de Mars, avec une altitude de −8 200 m par rapport au niveau de référence. Le point le plus élevé se trouve quant à lui au sommet d'Olympus Mons, à 21 229 m au-dessus du niveau de référence ; cinq des six[a] montagnes 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.
Coucher de soleil vu ducratère Gusev par leroverSpirit le[27] en vraies couleurs, restituées à travers des filtres à 750, 530 et 430 nm. Le diamètre apparent du Soleil vu de Mars n'est que deux tiers de celui vu de la Terre. La lueur de crépuscule se prolonge deux bonnes heures après le passage du soleil sous l'horizon en raison de la grande quantité de poussières présentes jusqu'à une altitude élevée dans l'atmosphère de Mars.
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[28], 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 relaxationisostatique des 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[29] :
les premiers reposent sur la dynamique interne de la planète, les mouvements deconvection dumanteau et une ébauche detectonique des plaques, à la manière de la formation dessupercontinents terrestres à l'aube de l'histoire de notre planète ;
les seconds reposent sur un ou plusieurs grandsimpacts entraînant la fusion de l'écorce dans l'hémisphère nord. En 2022, l'identification dezones de cisaillement profondes, observables dans le canyon deValles Marineris, les compositions minéralogiques au fond du canyon et des anomalies magnétiques viennent renforcer l'hypothèse d'un impact géant[30],[31]. Des simulations numériques suggèrent que l'impact s'est produit dans l’hémisphère sud, par un bolide de 1 000 à 1 500 km de diamètre ayant une vitesse de6 à7km/s et un angle d'incidence de15 à30°[32].
La pression et la composition exactes de l'atmosphère de Mars sont connues grâce aux premières analysesin situ effectuées en 1976 par lesatterrisseurs des sondesViking 1 etViking 2[33]. Le premier observateur à avoir supposé l'existence d'une atmosphère autour de Mars est l'astronome (et compositeur) germano-britanniqueWilliam Herschel qui, 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 destélescopes à miroir, qui fournissent des images de meilleure qualité semblant montrer au contraire une surface plus statique, jusqu'à ce que surgisse à la fin duXIXe siècle le débat sur la réalité descanaux de Mars observés 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'opposition de 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'albédo du 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 4 en 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'argon et 0,25 % dedioxyde de carbone. À l'observatoire McDonald duTexas, l'astronome américain d'origine néerlandaiseGerard Kuiper établit en 1952 à partir du spectreinfrarouge de Mars que ledioxyde de carbone est 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[33].
Début 2004, lespectromètreinfrarouge PFS de la sonde européenneMars Express détecte de faibles concentrations deméthane (10 ppb) et deformaldéhyde (130 ppb) dans l’atmosphère martienne[38]. Le méthane étant détruit par le rayonnement ultraviolet au bout de340 ans seulement, sa présence implique l'existence d'une source interne. Une activitégéothermique profonde, unpergélisol bombardé par les particules à haute énergie durayonnement cosmique et une forme de viemicrobienneméthanogène[39] sont autant de sources plausibles[40]. 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 millions de tonnes.
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 1 etViking 2 et que lessondes suivantes ont bien illustré par la suite :
L'observation de l'activité atmosphérique de Mars à l'aide du télescope spatialHubble entre 1996 et 1997, alors que la planète exposait son pôle nord au début du printemps, a permis de mettre en évidence le rôle de lasublimation des calottes polaires dans la génération demasses d'air à l'origine de vents qui soulèvent d'importantes quantités de poussières et sont susceptibles de déclencher de véritables tempêtes de poussières[55],[56] à l'échelle de la planète tout entière, comme celle qui a affecté l'ensemble de l'atmosphère martienne en été 2001.
L'obliquité de Mars est proche de celle de laTerre (respectivement25.19° contre23.44°) mais l'excentricité de l'orbite martienne 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 sonaphélie à la fin du printemps et à sonpérihélie à la fin de l'automne, d'où des hivers courts et doux et des étés longs et frais ; le printemps dure ainsi52 jours de 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 Sunclock[60] de laNASA donne, pour l'hémisphère nord, les dates suivantes pour le début de chaque saison :
Printemps
Été
Automne
Hiver
Cycle des saisons martiennes.Rigoles se formant à la fin de l'hiver auprès du cratère Kaiser.
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'insolation au sol[61]. Ainsi, lors de la tempête de 2001, la température atmosphérique s'est élevée de30K alors que la température au sol s'est abaissée de10K[62].
Il n’existe qu’une seulecellule de Hadley sur Mars mais beaucoup plus marquée en altitude et en amplitude, joignant les deux hémisphères et qui s’inverse deux fois par an.
Enfin, l'obliquité de la planète, qui n'est pas stabilisée par la présence d'unsatellite massif comme c'est le cas pour la Terre, suit un régimechaotique selon 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[63].
La sondeViking 1 a mesuré lapression atmosphérique sur une année complète à son point d’atterrissage situé par22,697° N et 312,778° E dans lebassin deChryse Planitia, à une altitude d'environ −3 300 m par 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, de850Pa au printemps,680Pa en été,900Pa en automne et800Pa en hiver[64],[65] : 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'estsublimée alors que la calotte boréale commence tout juste à secondenser.
Les calottes polaires de Mars ont été observées pour la première fois au milieu duXVIIe siècle parJean-Dominique Cassini etChristian Huygens. Leur taille varie considérablement au cours des saisons par échange dedioxyde de carbone et 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 CO2 contenu dans l'atmosphère se condense englace carbonique au-dessus de55° S alors que c'est plutôt au-dessus de65° N qu'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.
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 Surveyor ont montré que le diamètre moyen des alvéoles augmentait au fil des saisons, suggérant un réchauffement climatique dans l’hémisphère sud[67] (voir paragraphe suivant).
Les calottes polaires ont un impact important sur la composition atmosphérique globale de la planète. Le cycle descondensations etsublimations du CO2 fait 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'eau dans l'atmosphère. Si toute la vapeur d'eau contenue dans l'atmosphère venait à précipiter, elle formerait une couche de moins de 10 µm d'épaisseur durant l'hiver et de plus de 40 µm en plein été[68].
Variations climatiques observées sur la calotte résiduelle australe
Élargissement des alvéoles dans la couche superficielle de glace carbonique de la calotte résiduelle australe observé parMars Global Surveyor entre deux étés martiens, ici 1999 et 2001.
Ces données, interprétées par les scientifiques comme le signe que Mars pourrait connaître actuellement une transition entre unepériode glaciaire et unepériode interglaciaire similaire à celle qu'a connue la Terre il y a près de 12 000 ans[15], 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 GIEC relatives 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[70], et non un réchauffement climatique global. De plus, le climat martien est très largement conditionné par les tempêtes de poussières et les variations d'albédo qui 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[71]. 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 lasublimation des calottes polaires, mais indiqueraient au contraire des variations annuelles autour d'une valeur stable[72].
L'instrument MARIE a par ailleurs révélé que cette radioactivité est très inégalement répartie dans le temps, avec un bruit de fond d'environ 220 μGy/jour sur lequel s'inscrivent des pics parfois150 fois plus intenses[77], correspondant aux bouffées deprotons énergétiques — plusieurs dizaines demégaélectron-volts — émis lors d'uneéruption solaire ou par l'onde de choc d'uneéjection de masse coronale.
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[79], 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[80]:
LeNoachien (du nom deNoachis Terra) correspond aux terrains les plus anciens, depuis la formation de la planète il y a4,6 milliards d'années, jusqu'à3,7 milliards d'années selon l'échelle de Hartmann & Neukum (mais3,5 milliards d'années selon l'échelle de Hartmann standard[81]), fortement cratérisés et situés majoritairement dans l'hémisphère sud. Mars avait sans doute une atmosphère épaisse à cette époque, dont lapression et l'effet de serre ont certainement permis l'existence d'unehydrosphère grâce à de grandes quantités d'eau liquide. La fin de cette époque aurait été marquée par lesimpacts d'astéroïdes dugrand bombardement tardif, daté aux environs de 4,1 à3,8 milliards d'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 milliards d'années selon l'échelle de Hartmann & Neukum (mais de 3,5 à1,8 milliard d'années selon l'échelle de Hartmann standard), marqués par un épisode d'activité volcanique majeur se traduisant par des coulées delave et des dépôts soufrés. Le champ magnétique global aurait disparu dès la fin duNoachien, permettant auvent solaire d'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 milliards d'années selon l'échelle de Hartmann & Neukum (mais de seulement1,8 milliard d'années selon l'échelle de Hartmann standard), très peu cratérisés et situés très majoritairement dans l'hémisphère nord, à une altitude inférieure auniveau de référence de 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 triple de 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 carbonées detype 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 deséléments aussi ou plusréfractaires que lemanganèse étaient 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[82].
Au début duxxie siècle sont apparues des discordances entre les données spectroscopiques sur la composition de laphotosphère solaire et d'autres approches de la composition du Soleil (héliosismologie, flux deneutrinos solaires, composition duvent solaire et données expérimentales sur l'opacité des métaux dans lesplasmas de haute température), qui ont remis en question la représentativité des CI. Lescompositions isotopiques (notamment des élémentsO,Ni,Cr,Ti,Mo etW) et les teneurs enéléments en traces ont par ailleurs conduit à considérer les chondrites carbonées séparément des autres chondrites (essentiellement leschondrites ordinaires et 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 dessondes martiennes et sur les corrélations observées dans les chondrites non carbonées, implique des teneurs en éléments réfractaires2,26 fois supérieures à celles des CI, et des teneurs en élémentslithophiles modérément 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% pds de soufre (contre plus de 10 % selon les modèles antérieurs) mais en revanche un peu d'oxygène et d'hydrogène[83].
En l'absence de données sismiques exploitables — les sismomètres des sondesViking étaient 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'inertie et la densité de ses différentes couches de matériaux.
Le résultat le plus frappant est que lenoyau de Mars, dont la température serait de l'ordre de2 000K, est très certainement liquide, au moins dans sa plus grande partie[84],[85], en raison d'une charge élevée — précisément une fraction pondérale d'au moins 14,2 % — en éléments légers, notamment ensoufre, qui abaissent lepoint de fusion du mélange defer et denickel supposé constituer l'essentiel du noyau. Ce noyau aurait un rayon compris entre 1 300 et 2 000 km[86] (soit entre 38 % et 59 % du rayon de la planète), peut-être plus précisément entre 1 520 et 1 840 km[87] (soit entre 45 % et 54 % du rayon de Mars), incertitude due en partie à l'inconnue concernant la fraction demanteau qui pourrait être liquide et réduirait par conséquent la taille du noyau ; on trouve assez souvent citée la valeur 1 480 km comme rayon du noyau de Mars[88], soit 43,7 % du rayon moyen de la planète elle-même (3 389,5 km). Les caractéristiques physiques (taille, densité) du noyau peuvent être approchées qualitativement par lemoment d'inertie de la planète, qui peut être évalué en analysant laprécession de sonaxe de rotation ainsi que les variations de savitesse de rotation à travers les modulations pareffet Doppler des signaux radio émis par lessondes posées à sa surface ; les données deMars Pathfinder ont ainsi permis d'affiner celles précédemment recueillies avec les sondesViking et d'établir que la masse de Mars est plutôt concentrée en son centre[89], 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 lessilicates riches enfer, ce dernier représentant une fraction pondérale de 11 à 15,5 % du manteau.
L'atterrisseurInSight a été construit dans le but d'étudier la structure interne de Mars grâce ausismomètreSEIS. Il fournit le le premier enregistrement d'unséisme martien.
En 2022, l'enregistrement d'un séisme demagnitude 4,7 en l'absence d'une cause extérieure (chute d'unemétéorite) permet de conclure à la présence de contraintes mécaniques dans lacroûte de la planète[91].
En 2023, l'analyse desondes sismiques résultant de l'impact d'une météorite permet d'établir la présence, au-dessus dunoyau, d'une couchemantellique fondue[92],[93].
En 2025, l'analyse des ondes sismiques révèle l'existence — comme dans la Terre — d'une phase PKiKP (ondes P ayant traversé l'interface manteau-noyau et s'étant réfléchies à la surface du noyau interne puis ayant retraversé la première interface), révélant ainsi la présence d'un noyau interne solide de rayon 613 ± 67 km et de vitesseVP supérieure d'environ 30 % à celle du noyau externe liquide[94].
L'absence d'un tel paléomagnétisme au-dessus des bassins d'impacts de l'hémisphère sud tels qu'Hellas etArgyre est 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[100].A contrario, un paléomagnétisme significatif, et parfois même assez élevé, a été relevé au-dessus des14 bassins les plus anciens identifiés sur la planète[99]. De la même façon, aucun champ magnétique notable n'a été détecté au-dessus des régions volcaniques majeures d'Elysium Planitia et 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[101]. 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° E et330° E d'une part et30° S et90° N d'autre part, c'est-à-dire approximativement dans un rayon de 3 600 km autour d'un point situé à mi-chemin entreAlba Mons etOlympus Mons.
Inversions de polarité et disparition du magnétisme global
Sur Terre, l'expansion des fonds océaniques se traduit, de part et d'autre desdorsales, par la magnétisation rémanente du plancher océanique en bandes symétriques de polarisation opposée suivant lesinversions du champ magnétique global de notre planète.
Fait remarquable, la magnétisation mesurée parMars Global Surveyor est 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 lesplaques s'écartent en « mémorisant » l'orientation duchamp magnétique terrestre au moment de la solidification ; chaqueinversion du champ magnétique terrestre est 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 plaques sur la planète rouge[102]. Seule une observation à de plus hautes résolutions permettrait de clore le débat.
Lorsqu'il est global, lechamp magnétique d'une planète est principalement d'origine interne. On suppose qu'il est provoqué par laconvection des 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'ungradient thermique suffisant dunoyau vers 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 : lesimpacts d'astéroïdes dugrand bombardement tardif auraient injecté suffisamment d'énergie thermique dans le manteau de Mars en convertissant en chaleur l'énergie cinétique desimpacteurs, ce qui aurait stoppé l'effet dynamo en annulant le gradient thermique nécessaire à son maintien[103].
Origine de la dichotomie magnétique entre hémisphères nord et sud
L'attribution de la disparition du champ magnétique global martien à un impact cosmique a été reprise dans une théorie alternative impliquant cette fois uneprotoplanète résiduelle de la taille de laLune percutant 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 hypothétique deThéia avec la proto-Terre[104]), 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[105],[106] (l'idée n'est pas nouvelle, recoupant la théorie, assez discutée, dubassin boréal[107]) 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 lenoyau et lemanteau dans l'hémisphère nord uniquement, laissant subsister un effet dynamo concentré dans l'hémisphère sud[108]. 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[109], la fonte partielle de l'écorce de l'hémisphère nord à l'origine du remodelage de sa surface[110], et la serpentinisation de l'écorce martienne auNoachien[111], sont les explications les plus couramment avancées.
Desaurores peuvent 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[112].
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'impact d'Argyre Planitia et 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 lavenoachiennes constituent les régions deMalea Planum,Hesperia Planum etSyrtis 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, entrefissure etpoint chaud, n'est pas vraiment comprise ; en particulier, on n'explique pas complètement le fait que les volcans deMalea, d'Hesperia et d'Elysium sont 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.
Les volcans boucliers martiens atteignent des tailles gigantesques par rapport à leurs équivalents terrestres en raison de l'absence detectonique des plaques sur 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 lithosphériques au-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'Hawaï est le meilleur exemple terrestre illustrant le déplacement d'une plaque tectonique au-dessus d'un point chaud, en l'occurrence de laplaque pacifique au-dessus dupoint chaud d'Hawaï ; de la même façon, l'archipel desMascareignes résulte du déplacement de laplaque somalienne au-dessus dupoint chaud de la Réunion.
Les six volcans boucliers martiens se répartissent géographiquement en deux régions volcaniques voisines d'inégale importance :
la région d'Elysium Planitia, à l'ouest d'Amazonis Planitia, où se trouventElysium Mons, qui semble être de nature différente (moins « rouge » et plus « gris ») des autres volcans, et trois autres volcans plus petits ;
Ces volcans plus petits sont souvent des volcans boucliers anonymes, comme ceux deSyria Planum[115],[116], mais certains de taille intermédiaire rappellent davantage lesstratovolcans, qui résultent de l'accumulation de dépôts delaves mêlées 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 Tharsis et 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 entrePhyllosien etTheiikien, qui coïnciderait plus ou moins avec les débuts de l'hypothétique « grand bombardement tardif » (LHB en anglais), matérialiserait l'époque d'activité volcanique maximum, qui se prolongerait au Theiikien et auSidérikien — et donc à l'Hespérien et 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 duNoachien n'est d'ailleurs pas à exclure. Ce volcanisme aurait atteint son maximum à la suite des impacts cosmiques massifs à la fin de l'éon précédent, et chacune des cinq régions volcaniques de la planète jouxte directement unbassin d'impact :
Le volcanisme martien paraît également avoir cessé d'être actif, bien que l'âge, semble-t-il très récent, de certaines coulées de lave[117] suggère, pour certains volcans, une activité actuellement certes très réduite, mais peut-être pas rigoureusement nulle[3], 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 unnoyau peut-être entièrement liquide[84],[85]. D'une manière générale, l'analyse des données recueillies parMars Express a conduit une équipe deplanétologues de l'ESA dirigée par l'AllemandGerhard Neukum à proposer une séquence en cinq épisodes volcaniques[118] :
1 : épisode volcanique majeur de l'Hespérien il y a environ3,5 milliards d'années ;
2 et 3 : regain de volcanisme il y a environ1,5 milliard d'années, puis entre 800 et400 millions d'années avant le présent ;
4 et 5 : épisodes volcaniques récents d'intensité rapidement décroissante il y a environ 200 et100 millions d'années.
Ces datations reposent sur l'évaluation dutaux de cratérisation des 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 milliards d'années), qui représentent une fraction importante de la surface de Mars, et les surfaces les plus récentes (âgées de moins de200 millions d'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[119]), il semblerait plutôt que, sur le long terme, ce taux de cratérisation ait au contraire été divisé par trois depuis3 milliards d'années[120], ce qui tendrait à « vieillir » les datations martiennes, et ce d'autant plus qu'elles sont relatives à des phénomènes récents.
Laminéralogie de 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 rochesbasaltiques sur Mars. Elles soulignent les différences de composition chimique entre Mars et laTerre[121] et 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 lesspectromètres permettent 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.
Image composite du rocher « El Capitan » vu par la caméra panoramique (PanCam) duroverOpportunity en bordure ducratère Eagle, dans la région deMeridiani Planum, en. C'est sur ce rocher qu'ont été caractérisées des sphérules d'hématite,a priori formées en milieuaqueux.
Vue du rocher « El Capitan » et de sphérules, ou « myrtilles, » riches enhématite, à la surface et dans la roche.
Dès les années 1970, les sondesViking 1 etViking 2 ont analysé le sol martien, révélant une nature qui pourrait correspondre à l'érosion debasaltes. Ces analyses ont montré une abondance élevée ensilicium Si et enfer Fe, ainsi qu'enmagnésium Mg,aluminium Al,soufre S,calcium Ca ettitane Ti, avec des traces destrontium Sr, d'yttrium Y et peut-être dezirconium Zr. Le taux de soufre était près de deux fois supérieur, et celui depotassium cinq fois inférieur, à la moyenne de l'écorce terrestre[122]. Le sol contenait également des composés desoufre et dechlore ressemblant 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'éventuelsmicroorganismes dans le sol martien en mesurant la libération d'oxygène après adjonction de « nutriments » ont mesuré un dégagement de molécules O2 significatif, ce qui, en l'absence d'autres traces biologiques par ailleurs relevées, a été attribué à la présence d'ionssuperoxyde O2−,[123]. Lespectromètre APXS deMars Pathfinder a réalisé en automne 1997 un ensemble de mesures[124] exprimées 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. Cettehématite amorphe (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[125], qui montrent que la couleurrouille est 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 situ par lasondePhoenix en automne 2008 s'est révélé êtrealcalin (pH ≈ 7,7 ± 0,5) et contenir de nombreuxsels, dont une abondance élevée depotassium K+, dechlorures Cl−, deperchlorates ClO4− et demagnésium Mg2+,[126]. La présence de perchlorates, notamment, a été abondamment commentée, car esta priori assez peu compatible avec la possibilité d'une vie martienne[127]. Ces sels ont la particularité d'abaisser sensiblement latempérature de fusion de la glace d'eau et pourraient expliquer les « ravines » —gullies en anglais — régulièrement observées par les sondes en orbite autour de la planète, qui seraient ainsi les traces d'écoulements desaumures sur des terrains en pente.
D'une manière générale, les rochers martiens se sont révélés être principalement de naturebasaltiquetholéitique[128].
Nature des terrains martiens d'après le spectroscope TES deMars Global Surveyor. L'hématite grise (cristallisée) apparaît en rouge[133] ; cela a permis de sélectionner le site d'atterrissage duroverOpportunity dansMeridiani Planum.Taux d'hématite grise dans lecratère Eagle vu par l'instrument Mini-TES dulander duroverOpportunity superposés à une vue panoramique du cratère[131]. Les taches bleues au premier plan indiquent que les rebonds des airbags protecteurs sur le sol ont enlevé la poussière riche en hématite.
Des sondes américaines (notamment2001 Mars Odyssey etMars 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'IAS àOrsay, qui mesure le spectreinfrarouge (dans leslongueurs d'onde comprises entre 0,35 et 5,2 µm) de la lumière solaire réfléchie par la surface martienne dans le but d'y déceler lespectre d'absorption des différents minéraux qui la composent. Cette expérience a pu confirmer l'abondance desroches ignées sur la surface de Mars, notamment desolivines et despyroxènes, ces derniers ayant un taux decalcium plus 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'unmanteau appauvri enaluminium et en calcium[134].
Olivines et pyroxènes sont les constituants principaux despéridotites, desroches plutoniques bien connues sur Terre pour être le principal constituant du manteau.
Phyllosilicates, altération aqueuse de roches ignées
Une découverte déterminante dans la compréhension de l'histoire de Mars a été l'identification par OMEGA dephyllosilicates largement répandus dans les régions les plus anciennes de la planète[135], révélant l'interaction prolongée des roches ignées avec l'eau liquide. L'instrument CRISM —Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars — de la sondeMars Reconnaissance Orbiter a permis de préciser la nature de ces minéraux[136].
Chlorures et sulfates hydratés, marqueurs d'un passé humide
OMEGA a également permis de détecter, en de nombreux endroits de la planète, dessulfates hydratés, tels que, par exemple, de lakiesérite MgSO4•H2O dans la région deMeridiani Planum[137], voire, dans la région deValles Marineris[138], des sulfates encore davantage hydratés dont il n'a pas été possible d'identifier la nature minéralogique[139], ainsi que des dépôts degypse CaSO4•2H2O sur de lakiesérite au fond d'un lac asséché, indiquant un changement de nature saline de ce plan d'eau au cours de son assèchement, passant dusulfate de magnésium ausulfate de calcium[140].
De vastes étendues de sulfate de calcium hydraté, vraisemblablement du gypse, ont également été détectées en bordure de la calotte polaire boréale[141]. 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 dessulfates demagnésium et decalcium dissous.
L'un des résultats les plus étonnants deMars Reconnaissance Orbiter provient de l'étude détaillée en 2008 de la région deNili Fossae, identifiée début 2009 comme source d'importants dégagements deméthane[143]. Le méthane a été détecté dès 2003 dans l'atmosphère de Mars, aussi bien par dessondes telles queMars Express que depuis la Terre ; ces émissions deCH4 se concentreraient notamment en trois zones particulières de la région deSyrtis Major Planum[144]. 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 fois plus puissante qu'estimé initialement, émettant ce gaz une soixantaine de jours par année martienne, à la fin de l'été de l'hémisphère nord[145].
Visualisation d'un dégagement de méthane dans l'atmosphère de Mars début 2009, pendant l'été de l'hémisphère nord martien[146].
Les analyses géologiques menées en 2008 par la sonde Mars Reconnaissance Orbiter dans la région deNili Fossae ont révélé la présence d'argiles ferromagnésiennes (smectites), d'olivine (silicate ferromagnésien (Mg,Fe)2SiO4, détectée dès 2003[147]) et demagnésite (carbonate de magnésium MgCO3)[148], révélant la présence d'argiles riches enfer, enmagnésium, en olivine et encarbonate de magnésium ainsi qu'enserpentine[149]. La présence simultanée de ces minéraux permet d'expliquer assez simplement la formation de méthane, car, sur Terre, du méthane CH4 se forme en présence decarbonates — tels que le MgCO3 détecté en 2008 — et d'eau liquide lors dumétamorphisme hydrothermal d'oxyde de fer(III) Fe2O3 ou d'olivine (Mg,Fe)2SiO4 enserpentine (Mg,Fe)3Si2O5(OH)4, particulièrement lorsque le taux demagnésium dans l'olivine n'est pas trop élevé et lorsque lapression partielle dedioxyde de carbone CO2 est insuffisante pour conduire à la formation detalc Mg3Si4O10(OH)2 mais aboutit au contraire à la formation de serpentine et demagnétite Fe3O4, comme dans la réaction :
La probabilité de ce type de réactions dans la région deNili Fossae est renforcée par la nature volcanique deSyrtis Major Planum et par l'étroite corrélation, observée dès 2004, entre le taux d'humidité d'une région et la concentration de méthane dans l'atmosphère[150].
Olivine et jarosite, ne subsistant qu'en climat aride
L'olivine, découverte dans la région deNili Fossae[147] ainsi qu'en d'autres régions martiennes[134] par 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 lamaghémite et 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[151], laquelle remonte à plusieurs milliards d'années, jusqu'auNoachien pour 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 lerover martienOpportunity surMeridiani Planum en 2004, dejarosite, un sulfate ferrique hydraté de sodium (sur Terre, lesodium y est remplacé par lepotassium) de formule NaFe(III)3(OH)6(SO4)2[152], a permis de préciser encore davantage l'enchainement des épisodes climatiques sur Mars[153]. 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 ferriques tels que lagoethite α-FeO(OH), qui a par ailleurs été retrouvée en d'autres endroits de la planète (notamment par le roverSpirit dans 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'Amazonien mais avait été présente aux époques antérieures de l'histoire de Mars.
En 2021, la NASA annonce la découverte de traces d'acide benzoïque sur la planète[155].
En 2024, leroverCuriosity roule accidentellement sur des pierres qui se cassent sous son poids et se revèlent être des morceaux desoufre pur. C'est la première fois que du soufre est découvert sous cette forme à la surface de Mars[156],[157],[158].
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.
Cette teneur élevée en soufre aurait eu pour effet de favoriser ladifférenciation du globe martien, d'une part en abaissant la température de fusion des matériaux qui le constituent, et d'autre part en formant dessulfures de fer qui ont séparé chimiquement le fer dessilicates et ont accéléré sa concentration au centre de la planète pour y former unnoyau d'élémentssidérophiles, plus riche en élémentschalcophiles que lenoyau terrestre ; l'étude desisotopesradiogéniques desmétéorites de Mars, et notamment du système182Hf/182W, a ainsi révélé que lenoyau de Mars se serait formé en à peine30 millions d'années[162], contre plus de50 millions d'années pour laTerre. Ce taux d'éléments légers expliquerait à la fois pourquoi lenoyau de 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 Patera par exemple.
La nature des planétésimaux qui ont conduit à la formation de la planète a déterminé la nature de l'atmosphère primordiale 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[163], cette atmosphère devait être bien plus dense qu'aujourd'hui[164], essentiellement constituée devapeur d'eau H2O ainsi que dedioxyde de carbone CO2, d'azote N2, dedioxyde de soufre SO2, et peut-être d'assez grandes quantités deméthane CH4.
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 desplanétésimaux qui se sont écrasés les uns sur les autres pour conduire à sa formation : sa masse est en effet10 fois moindre que celle de la Terre, alors que sa surface est seulement3,5 fois plus 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 milliards d'années, la surface solide de la planète dut recevoir enpluie la vapeur d'eau atmosphériquecondensée, qui réagit avec lefer contenu dans les minéraux chauffés pour l'oxyder en libérant de l'hydrogène H2, 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, leN2 et leSO2 comme constituants majoritaires de l'atmosphère martienne primitive, avec unepression atmosphérique totale alors plusieurs centaines de fois supérieure à ce qu'elle est aujourd'hui ; la pression standard actuelle auniveau de référence martien est, par définition, de610Pa.
Pendant l'époque géologique appeléeNoachien qui prit fin il y a environ 3,7 à3,5 milliards d'années, Mars semble avoir offert des conditions très différentes de celles d'aujourd'hui et assez similaires à celles de laTerre à cette époque, avec un champ magnétique global protégeant uneatmosphère épaisse et peut-être tempérée permettant l'existence d'unehydrosphère centrée autour d'unocéan boréal occupant 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'unpaléomagnétisme au-dessus des terrains les plus anciens de l'hémisphère sud, notamment dans la région deTerra Cimmeria etTerra Sirenum[98]. Lamagnétosphère produite par ce champ magnétique global devait agir, comme la magnétosphère terrestre de nos jours, en protégeant l'atmosphère de Mars de l'érosion par 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.
la condensation du CO2 en nuages réfléchissants dans le domaine de l'infrarouge aurait contribué à renvoyer au sol le rayonnement thermique qu'il émet, de façon encore plus efficace que ne le font les nuages terrestres, constitués d'eau,
la présence en haute altitude de SO2 très absorbant dans le domaine de l'ultraviolet aurait contribué à réchauffer la haute atmosphère, comme le fait lacouche d'ozone sur Terre par un mécanisme similaire,
le rôle de l'eau et duméthane (le CH4 engendre un effet de serre vingt fois plus puissant que celui du CO2) n'est peut-être pas non plus à négliger.
Nous savons que l'eau liquide était alors abondante sur Mars car l'étudeminéralogique de la surface de la planète a révélé la présence significative dephyllosilicates dans les terrains remontant à cette époque[165],[166],[167]. Or les phyllosilicates sont de bons indicateurs de l'altération deroches ignées en milieu humide. L'abondance de ces minéraux dans les sols antérieurs à environ4,2 milliards d'années a conduit l'équipe de planétologues de l'ESA responsable de l'instrumentOMEGA et dirigée parJean-Pierre Bibring à proposer la dénomination dePhyllosien pour l'éonstratigraphique correspondant : c'est l'époque semble-t-il la plus humide qu'ait connu la planète Mars.
Des études plus fines réaliséesin situ par les deuxMars Exploration Rovers,Spirit etOpportunity, respectivement dans lecratère Gusev, au sud d'Apollinaris Patera, et surMeridiani Planum, suggèrent même l'existence passée d'unehydrosphère suffisamment importante pour avoir pu homogénéiser le taux dephosphore des minéraux analysés sur ces deux sites situés de part et d'autre de la planète[168]. Une approche différente, fondée sur la cartographie de l'abondance duthorium, dupotassium et duchlore à la surface de Mars par le spectromètre gamma (GRS) de la sondeMars Odyssey[169], aboutit au même résultat.
Par ailleurs, l'étude détaillée des traces laissées dans le paysage martien par de supposéscours d'eau et 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[170], 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[171]. 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[172].
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[173].
Dans le même ordre d'idées, l'existence dulac Eridania au cœur des hautes terres deTerra Cimmeria a été suggérée pour expliquer notamment la genèse deMa'adim Vallis à partir de l'observation de certaines formations topographiques interprétées comme d'anciens rivages fossilisés[174],[175].
Les conditions martiennes duNoachien auraient peut-être pu permettre l'émergence de formes devie sur Mars comme cela s'est passé sur Terre : outre la présence d'eau liquide et l'effet de serre qui aurait pu maintenir une température suffisamment élevée, l'abondance desargiles permet d'envisager des scénarios d'apparition de la vie élaborés dans le cadre de certaines des (nombreuses) théories d'abiogenèse[b], tandis que d'autres théories (par exemple celle conçue à la fin duXXe siècle par Günter Wächtershäuser[177],[178],[179],[180]) envisagent l'abiogenèse terrestre dans dessources hydrothermales riches 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 milliards d'années : dominé par lachimie dusoufre, il s'est certainement traduit par un abaissement significatif dupH de l'eau martienne sous l'effet depluies d'acide sulfurique H2SO4, 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 milliards d'années pour la plus reculée de toutes les dates publiées[181] (autour de la limite conventionnelle entre l'Hadéen et l'Archéen), soit700 millions d'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'abiogenèse avait 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 milliards d'années avant le présent — marquée par lesimpacts d'astéroïdes dugrand bombardement tardif.
Alors que lePhyllosien semble avoir été plutôt dépourvu d'activitévolcanique, l'analyse détaillée des données recueillies par l'instrumentOMEGA deMars 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 milliards d'années avant le présent, marquée par l'apparition d'une activité volcanique significative[187] alors que la planète connaissait vraisemblablement encore des conditions tempérées et humides sous une atmosphère plutôt épaisse.
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 lemanteau de laTerre et celui de Mars[188]. Les impacts cosmiques auraient en effet liquéfié le manteau terrestre sur peut-être 1 200 à 2 000 km d'épaisseur, portant la température de ce matériau jusqu'à3 200°C, température suffisante pour réduire leFeO enfer et enoxygène[189]. Lenoyau terrestre aurait ainsi connu un apport supplémentaire en fer issu de la réduction dumanteau à l'issue de ce bombardement météoritique, ce qui expliquerait la teneur pondérale résiduelle d'environ 8 % deFeO dans 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 enFeO du manteau martien à environ 18 %. Cela expliquerait pourquoi Mars est aujourd'hui extérieurement plus de deux fois plus riche enoxydes de fer que la Terre alors que ces deux planètes sont supposées avoir été originellement similaires.
À l'issue de cesimpacts géants, 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'obliquité lors de tels impacts. Mais il est également possible que l'énergie cinétique desimpacteurs, en injectant de l'énergie thermique dans lemanteau martien, ait modifié legradient thermique dont on suppose qu'il entretient, dans lenoyau planétaire, les mouvements deconvection à l'origine de l'effet dynamo engendrant le champ magnétique global, ce qui aurait fait disparaître lamagnétosphère martienne dès la fin duNoachien[103].
Formation des grandes structures volcaniques martiennes
Lesimpacts à l'origine des grandsbassins martiens 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 desminéraux contenant dusoufre, et notamment desulfateshydratés tels que lakiesérite MgSO4•H2O[190] et legypse CaSO4•2H2O[191].
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 Planum etSyrtis Major Planum.Alba Mons aurait peut-être également commencé son activité à ce moment, à la suite de l'impact à l'origine du bassin d'Hellas Planitia situé auxantipodes. Lerenflement de Tharsis et les volcans d'Elysium Planitia, en revanche, remonteraient au milieu de l'Hespérien, aux alentours de3,5 milliards d'années avant le présent, date qui correspondrait à la période d'activité volcanique maximum sur la planète rouge ;Alba Mons aurait ainsi connu sa plus grande activité dans la seconde moitié de l'Hespérien jusqu'au début de l'Amazonien.
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'eutectique du mélange H2SO4•2H2O – H2SO4•3H2O gèle ainsi un peu en dessous de−20°C, et celui du mélange H2SO4•6,5H2O – H2O gèle autour de210K, température légèrement inférieure à−60°C[42], 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 priori une atmosphère de CO2 et de grandes étendues d'eau liquide, on n'y trouve quasiment pas de carbonates, alors que les sulfates semblent, au contraire, particulièrement abondants[192],[193] : la formations des carbonates est inhibée par l'acidité — que la présence de sulfates laisse supposer (lasidérite FeCO3,a priori le carbonate le moins soluble, neprécipite qu'àpH supérieur à 5[194]) — et la libération continue deSO2 par l'activité volcanique à l'Hespérien aurait déplacé leCO2 descarbonates qui auraient pu s'être formés auNoachien pour les remplacer par dessulfates, comme cela se produit par exemple àpH faible avec lemagnésium :
Lachronostratigraphieminéralogique proposée par l'équipe de planétologues responsable de l'instrumentOMEGA de la sondeMars Express fait correspondre, à l'Hespérien, l'éonstratigraphique appelé « 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 »[réf. nécessaire]. Cet éon serait cependant daté de 4,0 à3,6 milliards d'années avant le présent, c'est-à-dire avec un décalage de 300 à400 millions d'années vers le passé par rapport à l'échelle de Hartmann & Neukum.
Ralentissement du volcanisme et dessiccation de l'atmosphère
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 millions d'années[3], 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 Mars aurait subi une érosion continue depuis le début de l'Hespérien sous l'effet duvent solaire à 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 serre dû auDioxyde de carbone CO2 martien, 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 dechlorures et/ou d'acide sulfurique, ce qui semble précisément être le cas sur Mars compte tenu du résultat des analyses effectuéesin situ par les sondes qui ont étudié chimiquement le sol de la planète rouge. Desprécipitations significatives 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[195]. 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'oxydationanhydre dufer sous forme d'oxyde de fer(III) Fe2O3 (hématite) amorphe, à l'origine de la couleurrouille caractéristique 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 termesidérikien désignant l'éonstratigraphique correspondant, forgé par les planétologues responsables de l'instrumentOMEGA de la sondeMars Express à l'ESA, à partir dugrec ancienσίδηρος /sídēros signifiant « fer » —la racine exacte serait plutôt l'adjectif *σιδηρικος dans le sens de « ferrique »[réf. nécessaire] — et qui débuterait dès3,6 milliards d'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 milliards d'années avant le présent selon l'échelle de Hartmann & Neukum, mais seulement1,8 milliard d'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[196]. En 2005, la sondeMars Express a détecté, à proximité du pôle nord, un lac de glace d'eau dans un cratère[197]. En 2007, le radar MARSIS deMars Express a 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 million de kilomètres cubes, soit approximativement le volume de glace d'eau de la calotte résiduelle boréale[198].
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 Orbiter a révélé que des cratères d'impact récemment formés contenaient de la glace pure à 99 %[199].
Cliché d'une formation ressemblant à un lac pris par l'instrument THEMIS de la sondeMars Odyssey le.
La photo de droite prise le par la sondeMars Global Surveyor révèle la présence d'un dépôt blanchâtre ressemblant à de la glace d'eau et qui n'était pas présent le (image de gauche).
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[200],[201].
En 2004, l'équipe scientifique de THEMIS, l'instrument deMars Odyssey prévu pour détecter la présence d'eau passée sur Mars, a découvert sur une des images de la sonde une« structure qui ressemble à un lac située au centre du cratère »[202].
De très brèves coulées pourraient encore avoir lieu. Ainsi, Michael Malin et Kenneth Edgett (et coauteurs), chercheurs de laNasa, ont annoncé en avoir désormais la preuve d’écoulements granulaires épisodiques actifs. L’analyse d’images haute résolutionMOC prises par la sondeMars Global Surveyor a révélé la présence de nouvelles ravines (gullies) dont la mise en place pourrait être liée à des écoulements de boue ou de débris[203],[204]. Mais des analyses ultérieures ont montré que ces observations pouvaient tout aussi bien être expliquées par des écoulements secs[205]. L'analyse de ces écoulements avec les données HiRISE montrent qu'ils sont saisonniers et qu'ils se produisent à la fin de l'hiver ainsi qu'au début du printemps[206].
Des traces saisonnières d'écoulements ont également été identifiées au printemps 2011 par l'instrumentHiRISE de la sondeMars Reconnaissance Orbiter en 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[210]. 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° S et32° 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 entre250 et300K[211].
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 carbone gelé, 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[212],[213]. Le la 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[214],[215].
En, à la suite de l'exploration menée par lerobotCuriosity, la NASA annonce qu'un grand lac aurait rempli lecratère Gale alimenté par des rivières pendant des millions d'années[216],[217].
Une étude publiée en a montré que les écoulements seraient finalement secs[218]. 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 Knudsen comme déclencheur des écoulements, qui seraient donc totalement secs[218].
Le, la sonde spatialeMars Express lancée par l'Agence spatiale européenne détecte au niveau de la calotte polaire australe la présence d'un lac souterrain d'eau liquide de 20 km de large, à 1,5 km sous la surface de Mars[219]. 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[220].
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[221].
Mars possède deux petits satellites naturels,Phobos etDéimos, ressemblant à desastéroïdes de typechondrite carbonée ou detype D, dont l'origine demeure incertaine avec plusieurs hypothèses soulevées[222] :
Il pourrait s'agir d'astéroïdes incidents capturés par Mars, mais la difficulté de ce scénario est d'expliquer comment, dans ce cas, ces deux satellites ont pu acquérir leurs orbites actuelles, circulaires et peu inclinées — à peine 1° — par rapport à l'équateur martien : ceci impliquerait des mécanismes de freinage atmosphérique et de régularisation par effets de marée[223], scénarios qui présentent des difficultés par rapport à l'insuffisance de l'atmosphère de Mars pour réaliser un tel freinage dans le cas de Phobos[224], et à l'insuffisance du temps requis pour circulariser l'orbite de Déimos[224]. Néanmoins, ce mécanisme de capture aurait pu être grandement facilité dans le cas d'astéroïdes doubles dont l'une des composantes aurait été éjectée tandis que l'autre se satellisait autour de la planète rouge.
Les deux satellites de Mars pourraient également s'être formés en même temps que leur planète mère, la difficulté étant dans ce cas d'expliquer la différence de composition entre Mars d'une part et ses deux satellites d'autre part.
Enfin, une troisième hypothèse propose que Phobos et Deimos soient deux corps agglomérés à partir des résidus satellisés à la suite d'un ou plusieursimpacts majeurs deplanétésimaux peu après la formation de Mars[225], scénario rejoignant l'hypothèse « Théia » expliquant la formation de la Lune par un mécanisme similaire intervenu sur la proto-Terre.
L'un des traits caractéristiques de Phobos est la présence de sillons parallèles d'au plus 30 m de profondeur, 200 m de large et 20 km de long, qui semblent envelopper le satellite radialement autour ducratère Stickney, et qui pourraient être les traces de débris projetés dans l'espace lors d'impacts sur 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[230]. Ces sillons sont plus précisément descatenae, qui résultent de chaînes decratères alignés.
Les vues prises parMars Reconnaissance Orbiter ont 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. Lescatenae formant les sillons caractéristiques de la surface dePhobos n'ont pas été observées sur Déimos.
Ils ont été originellement nommésPhobus etDeimus d'après une suggestion d'Henry Madan professeur aucollège d'Eton d'après la ligne 119 du chant XV del'Iliade[235] :
Dans lamythologiegrecque, Phobos et Déimos sont les fils du dieuArès, engrec ancienΦόϐος / Phóbos signifie « peur » etΔεῖμος / Deĩmos « terreur ». Cette dénomination est un jeu de mots sur lapolysémie du motsatellite qui peut désigner à la fois un astre (les satellites de la planète) ou bien une personne, un garde du corps (les satellites du dieu)[236].
Actuellement sont connus quatretroyens dans le sillage de Mars. Le premier, découvert en 1990, et le plus connu d'entre eux, est(5261) Eurêka, situé aupoint de Lagrange L5. Les trois autres sont 1998 VF31 (au point L4), 1999 UJ7 (au point L5), et 2007 NS2 (au point L5)[237].
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[238].
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 apparente peut 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’Antiquité le rapprochement avec le dieu grec de la guerreArès puis avec son équivalent romainMars, le rouge évoquant le sang des champs de bataille.
LesBabyloniens la nommaientNirgal ouNergal, le dieu de la mort, des destructions et du feu.
Les Égyptiens la nommaient « Horus rouge » (ḥr Dšr, Hor-desher) et connaissaient son « déplacement à reculons » (actuellement connu sous le nom demouvement rétrograde)[240].
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 Dendérah enHaute-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 Kepler devient 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 Kepler qu'il publie en 1609 dans son ouvrageAstronomia nova.
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).
Phobos-Grunt était une mission portée par la Russie dont le lancement a eu lieu le mais sans pouvoir placer la sonde sur son orbite de transit vers Mars, de sorte que l'engin s'est écrasé sur Terre le dans lePacifique sud[241]. L'objectif était de rapporter des échantillons du sol dePhobos.
Yinghuo 1 était une mission chinoise consistant en un petit module devant être placé en orbite martienne par le vaisseau russePhobos-Grunt pour y étudier l'environnement immédiat de la planète rouge ; l'échec de la mission Phobos-Grunt entraîna celle de Yinghuo 1.
La sonde européenneBeagle 2 ( -). L'atterrissage semble s'être déroulé convenablement mais le contact avec la sonde a été perdu. En janvier 2015, elle a été retrouvée sur des photos de la surface de Mars prises par l'orbiteurMars Reconnaissance Orbiter.
La sonde européenneSchiaparelli ( -) perdue à cause d'une éjection prématurée du parachute lors de la descente atmosphérique, ayant donc débouché sur un crash.
Lamission martienne des Émirats (appelée aussiHope) est une sonde de l'agence spatiale émiratie qui décolle le.Hope consiste en un orbiteur équipé de trois instruments scientifiques destinés à l'étude de l'atmosphère de Mars. C'est la première sonde spatiale des EAU et la première sonde spatiale dumonde arabe. Elle s'est placée en orbite autour de Mars le[244].
Mars Science Laboratory est une mission développée par laNASA et lancée le. Elle est équipée d'un rover nomméCuriosity nettement plus performant queSpirit etOpportunity en vue de rechercher des traces de vie passée à travers diverses analyses géologiques.Curiosity s'est posé dans la zone d'atterrissage Bradbury dans lecratère Gale, le.
InSight, embarque des instruments scientifiques européens (sismomètre, capteur de flux de chaleur et station météorologique). atterrissage réussi le[245] à une latitude de 4,5°N et à la longitude de 135,9°E. La fin de mission est prévue pour 2020.
Tianwen-1 est une sonde de l'agence spatiale chinoise (CNSA) qui décolle le. Elle comprend un orbiteur et un atterrisseur qui doit déposer une astromobile (rover) à la surface de la planète. Il s'agit de la première mission martienne menée de façon indépendante par la Chine. Elle s'est placée en orbite autour de Mars le, tandis que l'atterrisseur et le rover doivent se poser à sa surface en mai ou[247],[248].
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.
Satellites artificiels en orbite martienne en février 2021
Lesymbole astronomique de Mars est un cercle portant une flèche pointant vers le nord-est (Unicode 0x2642 ♂). 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 Linné afin de représenter les plantes bisannuelles dans son ouvrageSpecies plantarum[252].
La couleur rouge est associée à Mars. On lui associe aussi la violence, la colère, la guerre : tous les attributs habituels du dieu Mars[254],[255].
Si Mars est une planète « maléfique » pour lesastrologues traditionalistes[256], 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 »[257]. Elle prend comme exemple le partisan de la non-violenceGandhi[258].
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, le, au cours de sa35e orbite, on distingue dansCydonia Mensae des structures semblant artificielles dont un visage gigantesque[c] et 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 Holst entre 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 ? »)
↑L'une de ces théories, formulée dans les années 1980, fait précisément appel aux propriétés réplicatives desargiles pour catalyser la formation demacromoléculesorganiques[176].
↑Olivier de Goursac, « Les couleurs de Mars », surFutura-Sciences,(consulté le) — Olivier de Goursac, Visions de Mars, Éditions de la Martinière, 14 septembre 2004.
↑« 15. Volcanic Activity on Mars », dansMajor Aspects of the Chronostratigraphy and Geologic Evolutionary History of Mars, Freie Universität Berlin(lire en ligne[PDF]).
↑D.Loizeau, N.Mangold, F.Poulet, J.-P.Bibring, A.Gendrin, C.Gomez, Y.Langevin, B.Gondet, V.Ansan, P.Masson, G.Neukum etles équipes OMEGA et HRSC,Les phyllosilicates de la région de Mawrth Vallis, Mars, découverts par OMEGA/Mars Express(lire en ligne [Document CNRS[PDF]]).
↑Nicolas Mangold,Rhéologie du pergélisol de Mars : applications géomorphologiques et structurales ; conséquences sur l’origine des contraintes compressives (thèse de doctorat enplanétologie etastrophysique de la terre [astro-ph.EP]), Université Joseph-Fourier - Grenoble I,, 238 p.(présentation en ligne,lire en ligne[PDF]).
↑(en)« Geological History:Moons of Mars »(version du surInternet Archive) — Page archivée d'un site universitaire californien résumant les principales théories actuelles concernant l'origine des satellites naturels de Mars.
↑Paul Couderc,L'astrologie,Presses universitaires de France,coll. « Que sais-je ? » :« On a donné le nom de Mars à un caillou, on le tient ensuite pour fauteur des guerres et il confère une nature martiale à ses sujets. Mais si le caillou s'appelle Jupiter, il donne une nature joviale. »
↑Denis Labouré,Cours pratique d'astrologie : Secrets de l'Astrologie des Anciens, Éditions Chariot d'Or, 1993(ISBN978-2-9118-0645-2), p. 64.
↑Claire Santagostini,L'Horoscopie cartésienne, Éditions Traditionnelles, 1965, p. 72.
La version du 18 août 2012 de cet article a été reconnue comme « bon article », c'est-à-dire qu'elle répond à des critères de qualité concernant le style, la clarté, la pertinence, la citation des sources et l'illustration.
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![Sol jonché de rochers volcaniques vu par Mars Pathfinder le 8 septembre 1999[129].](/mt/?noimg=&dark=on&url=https%3a%2f%2ffr.wikipedia.org%2fwiki%2fFichier%3aMars_rocks.jpg)
![Autre vue du sol martien, par le robot Spirit le 13 avril 2006[130].](/mt/?noimg=&dark=on&url=https%3a%2f%2ffr.wikipedia.org%2fwiki%2fFichier%3aPIA08440-Mars_Rover_Spirit-Volcanic_Rock_Fragment.jpg)
![Gros plan sur le sol du cratère Eagle montrant des sphérules plus ou moins régulières sur fond de poussière fine[131]. Le plus gros grain a un diamètre de 3 mm, tandis que l'image elle-même couvre une surface de 3 cm de côté.](/mt/?noimg=&dark=on&url=https%3a%2f%2ffr.wikipedia.org%2fwiki%2fFichier%3aMib_color1_rgbstretch-B011R1_br.jpg)
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