Mars: données et concepts

Mars vu par le télescope spatial Hubble lors du plus proche passage de la planète rouge en 59619 ans, en août 2003 et montrant Hellas. NASA

La planète Mars est la planète qui a sans doute fait, récemment, le plus l'objet des études en termes d'astronomie. L'intérêt pour Mars tient sans doute aux spéculations sur le fait que la planète rouge pourrait abriter la vie et que son relatif peu de distance pourrait en faire la cible de prochains voyages habités

Les saisons L'eau La vie L'atmosphère

Plus de détails sur la géologie martienne Les satellites de Mars

Les saisons

Sur Mars, comme sur la Terre, les saisons sont dues à l'inclinaison de l'axe de la planète. Mais, de plus, la plus grande excentricité de l'orbite de Mars y joue un rôle. L'axe des pôles de Mars est incliné de 25,19°, soit à peine plus que la valeur pour la Terre. Ainsi, l'hémisphère nord puis l'hémisphère sud sont alternativement inclinés vers le Soleil. Les rayons de celui-ci soit rasent la surface ou la frappent à la verticale, déterminant, comme sur Terre, l'hiver ou l'été. L'excentricité de l'orbite de Mars est plus accentuée que celle de la Terre; aussi, le phénomène saisonnier est plus accentué sur Mars que sur Terre. Lorsque Mars est à son périhélie (son plus près du Soleil), elle se trouve à 80 millions de km (1,36 UA) du Soleil; lorsqu'elle est à son aphélie, elle en est à 96 millions (1,64 UA). Comme pour la Terre, les étés de l'hémisphère nord de Mars ont lieu lorsque la planète est à l'aphélie et les hivers lorsqu'elle est au périhélie. D'où que les étés martiens de l'hémisphère sud sont plus chauds. Comme sur la Terre, les saisons sont définis par les solstices (l'été, l'hiver) et les équinoxes -vernal et d'automne- pour les printemps et les automnes. Mars possède deux calottes polaires qui se forment, puis décroissent en surface, en fonction des saisons. Les calottes sont faites d'un mélange de glace d'eau et de CO2 congelé. Une caractéristique particulièrement importante est une tranchée longue et profonde (500km -311 miles; 2km -1-mile) qui coupe presque la calotte en deux. La calotte polaire nord de mars est géologiquement jeune (environ 5 millions d'années) et elle contient des couches inégalement espacées de poussière et de glace qui sont apparemment dûs aux changements cycliques de l'inclinaison de la planète. Les changements saisonniers observés à la surface aux latitudes moyennes et élevées semblent liés au gel et au dégel du dioxyde de carbone. La calotte glaciaire est composée de nombreuses couches de glace et de poussière qui s'étendent jusqu'à une profondeur d'environ 2km. Les calottes polaires sur Mars sont une couverture saisonnière de glace et de neige de CO2 et, &agave; leur plus bas, pendant l'été, la calotte polaire résiduelle, dans l'hémisphère nord, est seulement composée de glace d'eau alors que la calotte résiduelle sud, de glace d'eau aussi est également couverte par une couche relativement fine de glace de C02. Les calottes polaires de Mars, d'une façon générale, sont principalement composées de glace d'eau et elles ont été progressivement construites, par couches lesquelles contiennent différentes quantités de poussière (on nomme ces couches, en anglais, des "Polar Layered Deposits", "dépôtes en couches polaires" ou PLD. Une étude de la gravité martienne en 2016 a déterminé le poids d'une calotte polaire durant l'hiver: 3 à 4 trillions de tonnes de CO2, lesquels, à la belle saison, subliment dans l'atmosphère et représentent 12 à 16% de celle-ci. Du fait de la différence entre le temps de révolution sur l'orbite entre Mars et la Terre (une année martienne dure 687 jours terrestres), les saisons de Mars sont plus longues que celles de la Terre d'à peu près 100% chaque: le printemps terrestre dure 93 jours, le printemps martien 171; les valeurs pour l'été sont de 94 et 199 respectivement, de 89 et 171 pour l'automne et, enfin, de 89 et 146 pour l'hiver. L'orbite plus elliptique de Mars exagère les saisons de l'hémisphère sud et les rendent dominantes même pour les lieus situés près de l'équateur. Les hivers de l'hémisphère nord sont plus courts et plus chauds que ceux de l'hémisphère sud. Le printemps et l'été de l'hémisphère sud sur Mars sont beaucoup plus chauds que leurs équivalents de l'hémisphère nord: en effet, l'excentricité de l'orbite place Mars plus près du Soleil près de la fin du printemps austral. C'est aussi l'excentricité de l'orbite qui détermine la plus grande différence entre la durée de l'été et celle de l'hiver. Le phénomène des saisons, sur Mars, implique également le gaz carbonique (CO2): celui-ci, en effet, est le principal composant de l'atmosphère martienne; il gèle et forme, ainsi, les calottes polaires pendant l'hiver de tel ou tel hémisphère; pendant les étés, il se re-vaporise et retourne dans l'atmosphère. Lorsque la re-vaporisation se produit pour la calotte polaire sud, il y a beaucoup plus de CO2 relâché dans l'atmosphère que dans le cas de la calotte polaire nord (ce qui est dû au fait que les étés de l'hémisphère sud sont plus chauds). Cela engendre, à cette époque, des variations de pression de l'atmosphère martienne. Chaque année, de plus, quand le printemps atteint les falaises des calottes polaires, des avalanches de givre sont communes. Chaque année, l'atmosphère croît et décroît de 30%. Il y a des nuages sur Mars -quoiqu'ils sont moins nombreux que sur Terre. Des nuages de poussière peuvent apparaître bas dans l'atmosphère. Les nuages de vapeur d'eau existent de près de la surface jusqu'à aux environs de 20 km (12 miles) d'altitude. On trouve des nuages de CO2 aux très hautes altitudes. Il est probable que les nuages de haute altitude sont composés de cristaux de glace d'eau qui se condensent sur des grains de poussière dans les parties froides de l'atmosphère; les filaments résultent du fait que les cristaux chutent et s'évaporent selon des modèles connus sous le nom, en anglais, de "fall streaks" ou "mare's tails" (littéralement "traînées de chute" et "queues de jument"). Les nuages composés de cristaux de glace semblent bleus car les particules réfractent la lumière bleue plus fortement que les autres. Les nuages de glace de haute altitude de Mars semblent dépendants de l'heure du jour: ils sont présents au lever du Soleil et en début d'après-midi lorsque les températures sont basses et permettent à la glace d'eau de se condenser puis, plus tard, ils disparaissent lorsque la lumière solaire décroît et que la glace s'évapore. Les changements de température, le contenu en vapeur d'eau fonction de la saison ou la dynamique de l'atmosphère sont également des facteurs. L'inclinaison de l'axe des pôles de Mars varie cycliquement sur des durées de l'ordre de centaines de milliers d'années

L'inclinaison de l'axe des pôles, sur Mars, varie, comme pour la Terre mais le cycle de cette variation est, cependant, plus rapide. Mars, ainsi, a connu un âge chaud il y a 500 000 ans puis un âge glaciaire. La planète, enfin, serait actuellement en train de sortir de cet âge glaciaire. Sur la Terre, ces phases variables sont appelées cycles de Milankovitch. Le climat de Mars connaît des changements plus importants que ceux de la Terre. On a trouvé la trace du plus récent âge glaciaire de Mars dans la calotte polaire nord, laquelle est en accord avec des modèles précédents qui indiquent qu'une période glaciaire s'est terminée vers il y a 400,000 ans lorsque les pôles ont commencé de se refroidir par rapport à l'équateur. Les modèles suggèrent que, depuis, les dépôts polaires se seraient épaissis de 300m (980 pieds). Sur Terre, il y a âge glaciaire lorsque les régions polaires et les hautes latitudes deviennent plus froids pendant des milliers d'années et font que les glaciers s'étendent vers les latitudes plus basses. Par contraste, sur Mars, les âges glaciaires ont lieu quand -du fait de l'accroissement de l'inclinaison de l'axe des pôles- les pôles deviennent plus chauds que les latitudes plus basses: pendant ces périodes, les calottes polaires se diminuent et de la vapeur d'eau migre à l'équateur, y formant de la glace et des glaciers aux latitudes moyennes; à la fin de l'âge glaciaire, la glace recommence à s'accumuler aux pôles alors qu'elle disparaît des latitudes moyennes. La durée moyenne du cycle de variation de l'axe des pôles est de 120 000 ans; la variation de l'axe fait se réchauffer les pôles, ce qui fait migrer la glace vers les latitudes moyennes

On a récemment découvert, près du pôle sud, qu'une couche souterraine de CO2 gelé contient 30 fois plus de gaz que ce qu'on pensait. Cette couche contient l'équivalent de 80% de l'atmosphère actuelle de mars. Des puits d'effondrement formés par la sublimation du CO2 et d'autres éléments laissent penser que ce dépôt est dans une phase de dissipation et qu'il ajoute du gaz dans l'atmosphère tous les ans. L'atmosphère martienne est composée à 95% de CO2. Aussi, avec ces réserves, cela signifie que le CO2 de Mars, actuellement, est moitié dans ces dépôts congelés moitié dans l'atmosphère; à d'autres époques de Mars, fonction de l'inclinaison de l'axe de Mars, il peut soit être congelé pour l'essentiel soit presque totalement présent dans l'atmosphère. Ces périodes où plus de gaz carbonique est présent dans l'atmosphère amène des vents plus forts et donc des tempêtes de sable plus fortes et plus fréquentes. Les modèles de variation de l'axe de la planète semblent montrer que des changements de l'ordre de plusieurs fois la masse de l'atmosphère de mars peuvent se produire sur des durées de 100 000 ans ou moins. En ajoutant aux modèles climatiques martiens, on voit que, pour les périodes où l'inclinaison de l'axe et les caractéristiques de l'orbite portent à leur maximum la quantité d'énergie solaire atteignant le pôle sud pendant l'été, la pression moyenne annuelle sur Mars est environ 75% plus importante que la pression actuelle. Quand Mars a, ainsi, une atmosphère de gaz carbonique plus épaisse, cela amène un effet de serre qui tend à réchauffer la surface et quand les calottes polaires sont plus épaisses et durent plus longtemps, on a une tendance à un refroidissement. On doit cependant noter que la prédominance des calottes polaires a plus d'impact que l'effet de serre -le refroidissement est toujours plus important que le réchauffement- car l'atmosphère martienne, même lorsque sa proportion de CO2 double, reste toujours trop fine et trop sèche pour permettre un réel effet de serre

L'eau

Une vue trop simpliste d'une planète Mars passant d'un état humide à un état sec pourrait devoir laisser la place à une histoire plus compliquée de l'eau, avec évolutions, sur la planète rouge. On estime, en général, qu'il existe une diversité d'anciens environnements liés à l'eau sur Mars, dont beaucoup sont apparemment habitables et qu'il existe des réservoirs de glace d'eau souterraine qui sont des vestiges des climats passés, y compris des glaciers enterrés. L'essentiel de l'eau sur Mars fut perdue du fait que l'ultraviolet du Soleil brisât les molécules d'eau; actuellement la majeure partie de l'eau de Mars est devenue de la glace (même si de l'eau liquide pourrait exister dans des nappes phréatiques souterraines). On est désormais certain, depuis septembre 2015, que l'eau, sous forme liquide, existe sur la planète Mars! On la trouve sur les pentes où depuis longtemps, on avait observé des traces verticales (dites, en anglais, des "gullies" -ravines ou 'recurring slope lineae' ("lignes sur pente récurrentes" ou RSL). Ces traces sombres semblaient se renforcer ou s'atténuer selon les saisons: elles s'assombrissaient et s'allongeaient sur la pente pendant la saison martienne chaude (vers au-dessus de -23°. C) puis s'atténuaient à la saison froide. Des écoulements de terrains existent quelquefois aussi au même emplacement que les RSL. La source de la glace qui produit les gullies n'est pas certaine mais certains pensent qu'elle a été déposée pendant les périodes de forte inclinaison de l'axe des pôles. Ces flux d'eau martienne se produisent vraisemblablement comme des flux situés en-dessous la surface et ils contiennent suffisamment d'eau pour que ceux-ci diffusent jusqu'à la surface, qu'ils assombrissent. Ces traces mesurent quelques centaines de mètres (yards) de long. Les sels hydratés sont vraisemblablement un mélange de perchlorate de magnésium, de chlorate de magnésium et de perchlorate de sodium. Les plus récentes données (mi-2016) montrent que les gullies ne sont vraisemblablement pas dûs à de l'eau liquide mais à d'autres processus, ainsi, par exemple, le gel du CO2. On considère maintenant que les gullies sont distincts des RSL. De plus, le sel des RSL pourrait aussi être hydraté sans qu'il soit besoin d'une quelconque source souterraine, via l'appel de vapeur d'eau en provenance de l'atmosphère et des mécanismes totalement secs ne devraient même pas être exclus. On a identifié des RSl sur des dizaines de sites sur Mars. Les "linear gullies" ("gullies linéaires") existent sur les dunes et on pense qu'elles seraient le résultat de glace de CO2 se brisant en blocs, lesquels blocs glisseraient ou dévalleraient au long des pentes sableuses plus chaudes, se sublimant et creusant des gullies. Le phénomène leur donnerait une exceptionnelle sinuosité du fait des mouvements répétés des blocs, lesquels seraient peut-être combinés avec une dureté et une résistance différentes du sable des dunes. Les "slope streaks" ("traînés de pente"), par ailleurs, sont des traces d'avalanche de poussière lesquelles décapent le matériau de surface le long de leur trajet sur une pente

->Les RSL ne sont plus liées à l'eau!
Fin 2017, les "RSL" de Mars, ces flux de matériau qu'on voit le long de pentes, sont de nouveau considérées comme du sable granulaire alors qu'on les avait spectaculairement liés à l'eau et même à des conditions favorables à la vie. La plupart des RSL courent sur des pentes plus fortes que 27° et chaque flux se termine sur un angle de pente qui correspond à l'"angle de repos dynamique" que l'on observe dans les pentes de sable des dunes martiennes et terrestres. Les RSL ont été découvertes en 2011 et on a observé plusieurs milliers de ces éléments géologiques sur plus de 50 zones de pente rocheuse, de l'équateur jusqu'aux latitudes moyennes. Cette explanation granulaire sèche pour les RSL correspond en fait avec la vue précédente que la surface actuelle de Mars, exposée au froid et à une atmosphère fine, manque d'eau liquide. Les RSL, cependant, restent un mystère et elles se forment vraisemblablement via un mécanisme qui est unique à l'environnement de la Planète rouge et une explication complète de comment les RSL énigmatiques s'assombrissent et disparaissent nous échappe encore

des 'recurring slope lineae' (RSL) -ravines ou 'lignes sur pente récurrentes- se voient au cratère Horowitz Crater (à gauche) et au cratère Garni Crater (à droite). site 'Amateur Astronomy' based upon pictures NASA

Selon une étude de 2015, un océan primitif, sur Mars, contenait plus d'eau que l'océtan Arctique sur Terre: aux alentours d'il y a 4,3 milliards d'annétes, Mars avait assez d'eau pour couvrir toute sa surface d'une couche d'eau de 137m (450 ft) en moyenne. On estime à 3,7 milliards d'années les dépôts martiens qu'on atrribue à une activité hydrothermale sous-marine. Cet océtan occupait vraisemblablement les "Northern Plains" de la planète du fait du niveau plus bas de ces régions; il aurait occupét 19% de Mars (par comparaison, l'océan Atlantique représente 17% de la Terre). Une telle quantité d'eau aurait fait que la Planète rouge aurait pu être favorable à la vie plus longtemps que ce que l'on pensait. Il y a 3,4 milliards d'années, plusieurs grandes nappes d'eau souterraines se sont catastrophiquement rompues, ont découpé de grands chenaux de flux et ont inondé les plaines nord de Mars pour former un océan. Des vallées, dans la région d'Arabia Terra, au Nord de Mars, plus jeunes géologiquement que les réseaux mieux connus montrent que des lacs et des courants ont contenu de l'eau plusieurs centaines de millions d'années après que se fut terminé un environnement martien riche en lacs mieux connu. Ces vues s'affrontent cependant à quelques difficultés car la présence d'eau sur Mars dans le passé devrait être liée à une atmosphère plus épaisse, faite de dioxyde de carbone et à effet de serre. Mais les études menées par Curiosity, un rover de la NASA, dans le cratère Gale depuis 2012 ont montré que Mars, il y a 3.5 milliards d'années, possédait bien trop peu de dioxyde de carbone

cliquez vers une carte des concentrations d'eau sur Mars. Le bleu, aux hautes latitudes nord et sud indique de fortes concentrations d'eau (que l'on déduit de l'hydrogène); l'orange indique de basses concentrations (de l'hydrogène, possiblement sous la forme d'eau sous-jacente est proche de la surface même aux latitudes moyennes). Les carrés blancs de l'hémisphère nord indiquent les locations de cratères d'impact récents qui ont excavé de l'eau proche de surface (ce qui confirme des données spectromètre à neutrons). Les carrés rouges indiquent les emplacements de dépôts supposés de chlorite (selon les observations). De tels dépôts de sel pourraient résulter de l'évaporation d'eau salée. Les carrés bleus marquent les emplacements d'évènements sombres qui apparaissent et se développent sur les pentes pendant les saisons chaudes. NASA/JPL-Caltech/ASU/UA/LANL/MSSS

cliquez vers une carte des neutrons sur Mars, montrant les différentes concentrations d'hydrogène dans le sol martien. L'hydrogène est un indicateur de la présence d'eau. La carte a été réalisée par un orbiter en 2012 en préparation de l'atterrissage du rover Curiosity; le plus la couleur est rouge, le plus il y a d'hydrogène. map courtesy NASA/JPL-Caltech/Russian Space Research Institute

Dans des temps géologiquement relativement réents, l'eau sur Mars semble avoir passé cycliquement, sous un état gazeux, d'une calotte polaire de glace à des couches de glace et neige situées à des latitudes plus modérées. La constitution de couches de glace, ou de roches, aura pris au moins des centaines de milliers voire des millions d'années. Cette sédimentation, comme sur la Terre, est liée à des changements cycliques de l'inclinaison de l'axe des pôles. Une partie de la région Utopia Planitia, aux latitudes moyennes de Mars, présente une nappe souterraine énorme dont la composition est faite de 50 à 85% d'eau de glace mélangée à de la poussière ou de plus grandes particules de roche. A ces latitudes -à mi-chemin entre l'équateur et le pôle- l'eau ne peut pas exister à la surface. Le dépôt s'est vraisemblablement formé du fait que, pendant une période au cours de laquelle l'axe des pôles de Mars était plus incliné, des chutes de neige se sont accumulées en une couche de glace mélangée à de la poussière. Le climat actuel de Mars continue d'être dynamique, contenant du CO2 volatil et de l'eau liquide pendant les étés, laquelle modifient les "gullies" (des ravines) et y forment de nouvelles structures. Aussi, Mars, de nos jours, est-elle un monde partiellement gelé mais elle n'est pas figée: des modifications continuent de se produire. Le cycle de l'eau, sur Mars, consiste en ce que la vapeur d'eau varie, de façon substantielle, dans l'atmosphère de Mars aussi bien en fonction des saisons que de la position géographique. La question principale est celle de savoir d'où vient l'eau et où elle va. La présence de vapeur d'eau dans l'atmosphère martienne est donc le signe que de l'eau est transportée d'endroits de la planète à d'autres. Comme l'eau, sur Mars, se trouve essentiellement dans les calottes polaires ou le sol, elle doit d'abord se sublimer -s'évaporer- pour rejoindre l'atmosphère. Elle peut alors s'y transformer en nuages (ces nuages, sur un autre plan, d'ailleurs, ont un effet refroidissant sur le climat martien). Certaines observations amènent à penser que Mars, depuis les missions Viking, se serait nettement asséché: il y aurait eu alors deux fois plus d'eau dans l'atmosphère qui surplombe le pôle nord, alors, que de nos jours. Mais cette différence pourrait être due au fait que la base spectrographique utilisée pour interpréter les résultats des Vikings était incomplète, ce qui amena à une surestimation de la quantité d'eau. Il est probablement plus probable -et plus raisonnable- de penser que le cycle de l'eau sur Mars a été stable au cours de ces années. Pour ce qui est des calottes polaires, lorsque la calotte nord s'évapore, elle révèle une couche de glace en-dessous elle qui, à son tour s'évapore. La calotte sud cependant, elle, ne disparaît jamais complètement et de l'eau reste donc prisonnière au pôle sud. C'est donc le pôle nord de Mars qui contribue en majorité au cycle de l'eau sur Mars

->Mars n'aura finalement connu que de l'eau proche du gel et les volcans y auront été actifs jusqu'à il y a relativement peu
Les signatures isotopiques de l'atmosphère martienne indiquent que l'eau liquide de Mars n'a jamais existé qu'à des températures proches du gel -cela jusqu'à une époque récente -et que les systèmes hydro-thermiques de style geyser ont finalement été rare dans l'histoire de Mars. Mars, de plus, a renouvelé, jusque récemment, le dixoyde de carbone de l'atmosphère avec du gaz provenant du volcanisme, ce qui laisse penser que le volcanisme, sur Mars, a persisté jusqu'à il y a plusieurs millions d'années seulement

Vue étonnante: du givre à Utopia Planitia (vue prise par Viking 2 en 1979); bien que d'une épaisseur de seulement 0,0025 cm, le givre, en s'évaporant, laisse de la poussière et de l'eau sur le sol et les roches. Le givre, un autre cycle de l'eau sur Mars? On a trouvé d'autres preuves, en 2015, que l'eau de l'atmosphère martienne gèle sur le sol NASA, "Mars for Press"

Pour ce qui est de l'eau, deux écoles s'affrontent: l'une estime que Mars a toujours été une planète chaude, poussiéreuse et sèche et n'a toujours eu qu'une atmosphère fine et froide et qui ne peut contenir d'eau liquide; l'eau, sur Mars, n'aurait jamais existé, sur Mars, pendant des milliards d'années, que sous forme de glace dans le sol. Une autre école se rattache à une vision qui est considérée comme plus traditionnelle: Mars fut une planète parcourue par de grands flots d'eau et elle a même eu un océan dans sa partie nord; d'où, pour cette école, que Mars a été une planète dynamique et hydrologiquement active tout au long de son histoire. Les observations qui ont été faites de Mars montrent bien des reliefs qui correspondent à des lits de rivière. L'idée de l'existence d'un océan ancien, au Nord, sur Mars, il y a 3,4 milliards d'années, alimenté par des inondations énormes catastrophiques posait le problème persistant qu'on n'avait encore observé aucune ancienne ligne de côte. Une étude de 2016, cependant, pour les régions d'autour Chryse et Arabia Terra (au nord-ouest), ont montré qu'ont eu lieu deux énormest tsunamis -résultant peut-être d'impacts de bolides et créant des cratères de 30km (19 miles) de diamètre et s'étant peut-être succédés de quelques millions d'années. Un climat plus froid a eu lieu après le premier tsunami (ces études montrent, finalement, que des tsunamis ont joué un rôle majeur pour créer et re-surfacer les terrains côtiers sur la Mars ancienne. Il semble bien également que Mars ait rapidement perdu son atmosphère et soit donc devenue rapidement une planète sèche. Il n'existe pas non plus d'important dépôts de calcaire sur Mars -ce qui serait la preuve forte d'une interaction entre l'atmosphère et de grandes quantités d'eau- mais, par contre, on trouve de grandes quantités d'olivine et l'olivine est une roche qui ne peut pas durer longtemps en présence d'eau. Des explications ont été tentées à propos de cette contradiction entre un passé martien qui aurait été soit humide, soit sec. Les formes du relief liées à l'eau auraient en fait été créées au moment de ce qu'on appelle la "période du bombardement lourd", une époque précoce du système solaire, qui a vu d'énormes quantités de restes de la formation des planètes venir frapper la surface de celles qui avaient été formées. Ces impacts, sur Mars, auraient ainsi fait fondre la glace d'en-dessous de la surface, l'envoyant, avec du matériau rocheux fondu, dans l'atmosphère. Mars, donc, à chaque fois qu'il y eut impact, serait devenue plus chaude, plus de glace d'eau se serait retrouvée vaporisée et une atmosphère se chargeant en eau aurait, finalement, déclenché, localement, de fortes pluies. Chaque période liée à un impact aurait été suivie d'un retour à un climat sec. D'autres processus, par ailleurs, pourraient avoir contribué à créer des reliefs liés à l'action de l'eau: ainsi le volcanisme, les variations cycliques de l'inclinaison de l'orbite ou de l'axe des pôles (car ils accentuent les phénomènes saisonniers) voire l'érosion (laquelle serait causée par des mélanges de neige de gaz carbonique, de poussière, de sable et de "glace sèche" qui dévaleraient les pentes sur des "coussins" de gaz carbonique. Enfin, on trouve encore aujourd'hui, sur Mars, des processus géologiques résiduels liés à l'eau -et ils y ont toujours existé. L'essentiel de l'eau martienne, de nos jours, se trouve aux alentours de 46 cm de profondeur et des régions existent où une activité géo-thermique de longue durée s'est produite -et se produit encore- là où du magma martien chaud interagit avec la glace plus profonde du sous-sol. Cette activité peut, sur des millions d'années, engendrer des flux limités d'eau; ce sont ceux-ci qui, par exemple, sonnt à l'origine des "gullies", ces "coulées", d'origine inconnue, que l'on observe encore aujourd'hui sur les murs de certains cratères martiens (les gullies sont des coulées fraîches de sable qui dévalent depuis une hauteur et forment un éventail à leur point d'arrivée; on les trouve aussi au sommet de dunes de sables mais la plupart se voient sur les murs intérieurs des crat`res, commençant quelques fois à mi-pente. Les gullies ont une taille qui s'étend de 50 m (50 yards) à plus de 3 km (2 miles). Les coulées peuvent aussi être liées à la glace de CO2 et des comparaisons, à intervalles de temps ont montré que les changements apparaissent chaque fois qu'on inclut l'hiver martien mais qu'aucun n'est constatés quand il s'agit du printemps, de l'été ou de l'automne. Les mécanismes mis en oeuvre pourraient consister en la sublimation du CO2 lorsque revient la chaleur, le gaz libéré venant lubrifier la pente, ou que l'énergie libérée est assez forte pour déclencher le mouvement du terrain; le CO2 pourrait également s'accumuler en quantité suffisamment importante pour être sujet à avalanche (en emportant du matériau autre)). Sur Terre, des phénomènes semblables se voient dans des endroits tel le Meteor Crater aux Etats-Unis; les gullies terrestres sont dûs à de l'eau liquide. Des objets brillants ont également été observés dans ces gullies et ils pourraient être des morceaux de glace sèche qui se sont brisés dans les parties hautes des pentes et qui se sublimeraient, créant les puits dont il est question. D'autres éléments saisonniers liés au CO2 existent, comme les éléments géologiques près des pôles martiens de type aranéiforme (en forme d'araignée; on parle, en anglais, de "spiders"), qui présentent un aspect de multiples canaux qui convergent. Ces éléments proviennent de feuilles de glace qui fondent par le bas (du fait que la glace est échauffée par le sol plus chaud); le CO2 produit augmente de pression et s'échappe par des évents dans la couche de glace, emportant de la poussière. C'est ce processus qui creuse les canaux. La poussière propulsée vers le haut est ensuite sculptée par les vents locaux en des centaines de milliers de formes en éventail. Des creux sculptés par l'érosion, qui se développent et créent des embranchements pendant de nombreuses années martiennes seraient les versions de base des spiders. Les spiders varient en taille de quelques dizaines à des centaines de mètres (yards). Les canaux aranéiformes pourraient aussi exister dans des zones où la surface est faite des ejecta de cratères d'impact, lesquels recouvrent des surfaces plus anciennes

->Les structures du sous-sols et les couches de glace polaires sur Mars
De nouvelles observations faites par la mission "Mars Reconnaissance Orbiter" de la NASA, la nouvelle mission américaine en orbite martienne, indiquent que la croûte et le manteau supérieur -la lithosphère- de Mars sont plus rigides et plus froids que l'on pensait. Si la lithosphère est plus épaisse, cela signifie que la hausse des températures souterraines se fait plus graduellement et que donc les possibles nappes d'eau liquide souterraines ne peuvent se trouver qu'à des profondeurs plus grandes que ce que l'on pensait jusque là. La découverte est due au "Shallow Radar" de la mission, un radar qui permet des vues de l'intérieur de Mars. Ces observations appuient également l'idée que la calotte polaire nord est géologiquement active et relativement jeune -4 millions d'années; les couches de glace s'y étagent sur des épaisseurs de 1000 km (600 miles) -des études précédentes avait montré que l'épaisseur, à certains endroits, n'atteignaient que 3,7 km (2,3 miles)! Si une telle masse de glace venait à fondre, Mars serait submergé sous une couche d'eau de 11 m (33 ft)... Une étude approfondie de ces couches de glace polaire ont également permis de trouver 4 zones de couches, finement espacées, de glace et de poussière mélangées et elles sont séparées par des couches épaisses de glace quasiment pure. Ces configurations laissent penser à des cycles de changements climatiques sur Mars sur des échelles de temps d'1 million d'années, qui sont causées par les variations de l'axe des pôles et celles de l'excentricité de l'orbite. Le passé de glace de Mars semble aussi lié à des évènements d'impact -des astéroïdes créant des cratères

More frost at Mars, as seen by NASA's Phoenix Mars Lander in 2008 in the plains close to the north pole of the Red Planet! picture based on picture courtesy NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/Texas A&M University

->Il y a réellement eu beaucoup d'eau sur Mars dans le passé!
Des résultats d'observations de 2008 montrent qu'il y a bien eu beaucoup d'eau sur Mars pendant ce qu'on appelle le "Noachien" -l'ère géologique de Mars, qui s'étend entre 4,6 et 3,8 milliards d'années. De grandes quantités d'argile ont été observées pour cette période. Mars pourrait aussi avoir possédé un vaste océan il y a 3 milliards d'années
Des études plus récentes, menées par le Mars Reconnaissance Orbiter, le MRO, ajoute à ces données: on a trouvé de l'opale (ou de l'opaline; qui sont, géologiquement du silicium hydraté et donc contenant de l'eau) dans de nombreuses régions de Mars. Le minéral, de plus, indique que de grandes quantités d'eau ont existé sur la planète rouge jusqu'à il y a 2 milliards d'années, soit plus récemment que ce que l'on pensait jusqu'alors. L'opaline devient ainsi le troisième témoin pour l'eau sur Mars: les "hyllosilicates", de type argile, qui sont des roches ignées qui se sont formées il y a 3,5 milliards d'années et qui ont été longtemps en contact avec de l'eau; les sulfates hydratés (en anglais: "hydrated sulfates"), qui remontent à entre 3,5 et 3 milliards d'années et qui se sont formés à partir de l'évaporation d'eau saumâtre et quelquefois acide; l'opale, enfin, s'est formée il y a moins longtemps, par le fait que des roches produites par le volcanisme ou les impacts ont été en contact avec de l'eau (ainsi, par exemple, sur les bords du grand canyon martien Valles Marineris ou au long de lits asséchés de rivières). Spirit, l'un des deux rovers de la Twin Rovers mission a également trouvé de l'opaline dans le cratère Gusev. La découverte de grandes quantités d'opaline, de plus, étend vers l'aval les périodes au cours desquelles la présence d'eau a pu permettre la vie sur Mars

->Des preuves encore plus probantes d'eau!
Lorqu'il y a 10000 ans, Mars est entré dans une période plus froide, l'eau qui y existait a trouvé refuge dans le sol. Puis -et jusqu'à nos jours- elle y a subi un phénomène bien connu dans les régions arctiques de la Terre, à savoir que de fins films d'eau liquide, situés autour de grains de glace, ou de terre, migrent pour finalement former des lentilles de glace quasi pures (99% d'eau) au-dessus de la nappe de glace "phréatique". La glace d'eau à Mars est ainsi beaucoup plus pure que prévu et moins mélangée de sol et, par ailleurs, elle semble beaucoup plus présente sur Mars en termes de régions puisqu'on la trouve même à l'équateur! Malgré la période plus sèche, la glace d'eau n'a pas disparu aussi rapidement qu'elle l'aurait dû. De telles découvertes, de plus, sont donc bien la preuve que de l'eau existait sur Mars il y a encore seulement 10000 ans!

D'autres données sur l'eau ont été collectées sur Mars: il y a des preuves que les roches martiennes très profondes sont plus riches en eau que leurs équivalentes terrestres. Cela semble dû à ce que, pendant la formation de Mars, le magma fondu, qui contenait des quantités importantes d'eau dissoute (au moins 3%), à grande pression, emprisonna cette eau lorsqu'il se refroidit. Une combinaison de volcanisme, tectonique, d'effrondrements ou d'affaissements de terrain ont occasionné, d'une façon générale, dans plusieures régions de Mars, la libération de massives nappes d'eau souterraine (ce qui a entraîné de fortes crues). Les plus récentes données du Mars Odyssey, un orbiter martien, montre, de plus, que Mars sortirait juste d'un âge glaciaire; la glace du sous-sol, ainsi, se scinderait en un niveau profond, riche en glace -qui correspondrait à l'âge glaciaire- un niveau moyen, avec de la glace mêlée au sol -signe d'une époque plus chaude- et, enfin, le niveau sec du sol -qui n'est que de la poussière, qui a été laissée sur place par la glace lorsqu'elle s'est vaporisée dans l'atmosphère. Des observations faites, en 2008, par le lander polaire de la NASA, la mission Phoenix, montrent que des nuages de glace à basse altitude -semblables aux cirrus que l'on peut observer sur Terre aux pôles- pourraient produire, dans les régions polaires de Mars, des chutes de neige. Celles-ci se produisent lorsque les températures deviennent suffisamment froides pour permettre la condensation de la vapeur d'eau dans l'atmosphère; ces nuages, alors, deviennent plus épais, persistants et plus bas. La neige est du type de la neige qui tombe aux pôles terrestres, mais elle ne tombe qu'en faibles quantités. On aurait donc là, un autre élément contribuant au cycle de l'eau sur Mars. La vue la plus couramment admise, maintenant, est que certaines caractéristiques du relief, sur Mars, suggèrent que l'eau y a été présente, avec des étendues d'eau variables -mers, lacs, rivières, canyons- alors que d'autres preuves suggèrent aussi que Mars seraient restée, en permanence, une planète froide dont les températures auraient toujours été largement en-dessous de zéro. Une étude de 2009 a montré que les différentes proportions de gaz à effet de serre dans l'atmosphère de Mars, par ailleurs, n'auraient pas suffisamment élever ces températures de surface. Par contre la présence de différents minéraux dilués -silicium, fer, magnésium, calcaire, chloride, sodium, potasse ou aluminium- aurait permis que l'eau existât à des températures bien inférieures à 0°. De plus, ces minéraux ont continué d'être dissous par l'eau au cours des âges et ils sont semblables à ceux que l'on trouve encore aujourd'hui sur Mars. Des sels ont sans doute également ajouté au phénomène. De la boue hautement imprégnée de perchlorate, un sel, existe certainement, par ailleurs, dans les plaines polaires martiennes, au cours des hivers, supportant des températures de - 34°.C (- 94°F). Les roches martiennes qui contiennent du soufre et de l'hydrogène pourraient laisser penser à l'existence de sulfates de calcium hydraté. De tels minéraux pourraient être du gypse ou de la bassanite. Sur Terre, les sulfates de calcium tel le gypse se forment fréquemment dans des veines, lorsque du fluide relativement dilué circule sous des températures basses à modérées. La complexe histoire du climat martien, sur des centaines de millions d'années, a produit diverses histoires de l'eau sur la planète rouge. Une même altitude, en termes de relief, il y a 3,5 milliards d'années, de deltas de rivière dans l'hémisphère nord peut laisser penser que ces deltas se seraient situés autour d'un vaste océan martien ancien. Il aurait couvert un tiers de la planète, recouvrant les terres basses du Nord. Cette observation est également confirmée par le fait qu'un ensemble de cratères dans les plaines nord montre aussi des couches d'argile. L'argile et les minéraux associés sont une signature d'environnement humide et de telles preuves ont déjà été trouvées dans l'hémisphère sud de Mars, là où les roches de surface ou près de la surface ont un âge de 4 milliards d'années. Dans le nord, une activité volcanique plus récente avait enseveli les surfaces anciennes. Cette découverte va donc dans le sens que Mars a bien été affecté de manière globale par de l'eau il y a 4 milliards d'années. Dans les époques ultérieures, les épisodes aqueux sont de plus courte durée et l'eau était plus acide ou salée. Cette période humide favorable à la vie s'est donc produite entre l'impact géant qui a façonné l'hémisphère nord martien et une époque ultérieure, lorsque des sédiments plus jeunes ont formé une surface qui a recouvert ces régions. L'impact aurait ainsi éliminé toute preuve des surfaces qui existaient au Nord auparavant. Des études de 2011 montrent que les preuves de l'eau sur Mars pourraient être sous-estimées car recouvertes par un fin vernis d'oxyde de fer (soit de la rouille), lequel, ainsi, recouvrirait les zones de carbonates, ces minéraux qui ne se forment que dans les grandes étendues d'eau. Ce vernis pourrait également avoir prolongé temporairement la période au cours de laquelle Mars fut habitale: la planète s'asséchant, il protégea les organismes vivants potentiels de l'ultraviolet du Soleil. Un gigantesque amas de couches géologiques, situé près du centre du cratère Gale ont montré, en 2010, comment la géologie martienne avait évolué sur des milliards d'années: des conditions favorables à la production d'argile ont été suivies d'une période de sulfates, suivie à son tour de conditions sèches. Les argiles supposent la présence d'eau. Les sulfates suivent, se mélangeant aux argiles; ils se forment en condition humide puis l'eau qui les contenait s'est évaporée. Suivent des sulfates non-liées à l'argile et, enfin, des niveaux o` n'apparaît plus aucun métériau lié à l'eau. Une étude sortie en novembre 2011, qui se fonde sur des années de données collectés par les orbiters de la NASA et de l'ESA montre que de l'eau liquide, en abondance, à la surface de Mars n'a existé que pendant des épisodes courts (ce qui est cohérent avec l'iée que l'atmosphère martienne n'a jamais été suffisamment épaisse pour assurer des conditions de surface chaudes et humides pendant de longues périodes de temps. De tels épisodes ont eu lieu à la fin de centaines de millions d'années pendant lesquelles de l'eau chaude a interagi avec les roches situées sous la surface. De l'argile peu en-dessous la surface se trouve partout sur Mars alors que l'argile de surface est très rare et ne se trouve qu'en peu d'endroits. Cela laisse penser que l'action de l'eau a eu essentielelment lieu sous la surface et que les lieux hydrothermiques sont vraisemblablement les meilleurs candidats de là où la vie a eu lieu dans le passé. Les conditions près de l'équateur sont favorables à former de petites quantités d'eau saumâtre pendant quelques nuits de l'année et qui s'évaporent après le lever du Soleil. Les conditions devraient être encore meilleurs aux latitudes plus hautes, là où des températures plus froides et plus de vapeur d'eau devraient produitre plus d'humidité relative plus souvent

cette vue rapprochée dans la région des "Murray Buttes" du bas du mont Sharp montre des roches finement sédimenteuses; elles font partie de buttes et de mesas qui s'élèvent au-dessus de la surface et sont des restes érodés de grès anciens, lesquels trouvent leur origine dans des vents qui ont déposé du sable une fois le mont Sharp formé. D'anciennes dunes de sable se sont formées et ont été enterrées, y ont été chimiquement modifiées par de l'eau, ont été exhumées puis érodées pour donner cette vue actuelle picture based on a picture courtesy NASA

->La mission Phoenix a découvert de la neige et de l'eau au pôle nord de Mars (et autres données)
La mission Phoenix, qui avait atterri en mai 2008 dans les plaines polaires de Mars pour y étudier le sol et le sous-sol immédiat, a détecté de la neige qui tombe dans le ciel martien entre 4 et 2,5 km (2,5-1,5 miles) d'altitude (et va s'efforcer maintenant de voir cette neige atteindre jusqu'au sol). La sonde, de plus, dans les régions polaires -comme dans les régions explorées par les Twin Rovers- a trouvé des roches qui ne peuvent avoir été produites que par interaction de l'eau (par exemple du calcaire -ce que de plus, pourrait bien signifier qu'il y a eu un océan dans ces régions de Mars...). Du fait de la variation périodique de l'axe des pôles de Mars, le pôle nord, dans le passé, a été plus directement exposé au Soleil. Toute ces preuves de la présence de l'eau semblent aller dans le sens qu'il y a dû y avoir de la vie sur la planète rouge dans le passé. Les études, cependant, menées par les Twin Rovers devraient amener à être plus nuancé: il semble bien que ce soit le pôle nord seulement qui, du fait de l'abondance d'eau enterrée -voire, dans le passé, d'eau liquide en abondance- aient pu abriter la vie. Phoenix, de plus, a trouvé que le sol est alcalin et qu'il contient des nutriments et des minéraux en abondance (ce qui n'est pas le cas des autres régions martiennes). On a également observé de l'eau saumâtre sur les pieds du lander. Un orbiter, en 2012, a détecté des nuages de neige de CO2 sur Mars et les preuves que cette neige de CO2 tombe à la surface. Les chutes de neige proviennent, en hiver, de nuages qui se trouvent autour du pôle sud. Les résultats montre que les chutes de neige sont particulièrement vigoureuses au-dessus de la calotte polaire résiduelle. Mars connaît aussi des chutes de neige semblable à la neige terrestre

->Toujours plus de glace sur Mars!
La variation de l'inclinaison de l'axe des pôles de Mars, au cours des âges, a engendré -dans les périodes où l'inclinaison était important- des âges glaciaires. L'une d'elles, il y a des millions d'années semble avoir engendré des glaciers, qui couvraient les latitudes moyennes nord et sud, entre 35 et 60°. La découverte permet de comprendre, enfin, ce qu'étaient des surfaces à pente douce de dépôts rocheux qui se trouvaient au bas de reliefs plus élevés. Ces pentes, en fait, ne sont que des glaciers de cet âge glaciaire. Les débris de roche ont recouvert ceux-ci, empêchant la glace de se vaporiser. On trouve de tels glaciers, par exemple, dans Hellas. Les glaciers, ainsi, d'une épaisseur de 800 m (un-demi miles) et qui s'étendent sur des dizaines de kilomètres à; partir du bord des montagnes ou des falaises, viennent ajouter au potentiel de glace ensevelie sur Mars. Ils représentent les plus grandes réserves de glace ne se trouvant pas aux pôles. Ces glaciers de Mars rapellent, d'une certaine manière, les glaciers souterrains massifs que l'on a repéré en Antarctique sur Terre

Les données du Mars Reconnaissance Orbiter, en orbite depuis 2006, montrent trois périodes dans l'histoire de Mars. Les observations des terrains cratérisés, les plus anciens de la planète, montrent que différents types d'environnements liés à l'eau ont formé des minéraux. Certains de ceux-ci ont pu être plus favorable à la vie que d'autres. Plus récemment, il semble que l'eau ait connu des cycles, à l'état gazeux, la faisant passer des pôles (où elle existe en tant que glace) aux latitudes plus basses (où elle existe sous forme de glace et de neige). Une accumulation générale de l'eau sous forme de couches de glace ou de couches mélangée aux roches a sans doute dû nécessité entre des centaines de millliers à des millions d'années et ce qui ressemble à des âges glaciaires ont sans doute dû être liés aux variations de l'axe de la planète qui ont fait varier l'intensité solaire aux pôles. Le climat actuel reste dynamique: du dioxyde de carbone est volatile et de l'eau liquide, pendant les étés modifie les gullies. L'orbiter a ainsi dévoilé un monde partiellement gelé mais non immobile et où les changements ont encore lieu à l'heure actuelle. L'action de l'eau en surface ou près de la surface de Mars a existé pendant des centaines de millions d'années à une échelle au moins régionale voire globale. Cette action pourrait cependant avoir été intermittente. Le MRO a également observé une variété de milieux liés à l'eau, soit acides, soit alcalins, ce qui accroît la possibilité que des endroits de Mars puisse abriter la preuve d'une vie ancienne. Le lander polaire Phoenix ainsi que des observations depuis les orbiters ont identifié des couches souterraines de glace d'eau aux hautes et moyennes latitudes et de l'eau gelée dans les calottes polaires de Mars et le rover Spirit a récemment découvert ce qui pourrait être des couches souterraines de sol dues à de la fonte de neige, lesquels portent de l'hématite, du silice, du gypse ou des sulfates de fer (alors qu'aucun de ces minéraux ne sont présents en surface puisque le sol y est couvert de sable et de poussière soufflés par les vents. Plusieurs cratères martiens présentent un processus caractéristique de remplissage concentrique, processus qui n'existe que sur Mars: l'intérieur des cratères montre des anneaux de fluctuation, lesquels pourraient surplomber des vestiges de glaciers anciens. Toutes ces observations forment un faisceau d'indices concordants qui peuvent laisser penser que Mars a possédé -et possède encore- de petites quantités d'eau liquide par intervalle du fait des cycles climatiques martiens qui sont liés aux variations, sur des cycles de centaines de milliers d'années, de l'inclinaison de l'axe de la planète. Le lander Phoenix a cependant montré que les sols martiens n'avaient eu que peu d'interaction avec de l'eau liquide au cours des derniers 600 millions d'années voire plus. Une nouvelle preuve d'un environnement lié à de l'eau souterraine sur Mars est apparue début 2013: le cratère profond (dont le diamètre est de 92 km (57 miles) McLaughlin a permis que de l'eau souterraine couleet y forme un lac. Des canaux, petits et grands, qui trouvent leur origine dans la muraille du cratère, se terminent plus haut que la plaine intérieure et permettent de penser qu'ils indiquent le niveau d'un lac ancien. Les minéraux tels les carbonates se préservent mieux dans des conditions non-acides. Les roches, que les impacts peuvent excaver du sous-sol martien, par ailleurs, ont été altérés tôt, très probablement par des fluides hydro-thermaux: ces fluides, piégés dans le sous-sol, ont dû périodiquement réapparaître, entre autres dans des cratères profonds tels McLaughlin. Cette étude pourrait montrer qu'au moins certaines régions de Mars sont plus propres à révéler que d'autres des signes de vie ancienne. D'anciens canaux existent, sous la surface, à Elysium Planitia -la zone volcanique la plus récente de Mars; ils constituent la véritable dimension de Marte Vallis et proviennent d'une inondation catastrophique ayant eu lieu au cours des 500 derniers millions d'années. Cette période, cependant, était considérée comme une période sèche pour Mars. Les inondations proviennent d'une partie -maintenant ensevelie- du système de failles appelé Cerberus Fossae, l'eau ayant pu s'accumuler dans un réservoir souterrain, lequel aurait été fracturé par de la tectonique ou du volcanisme

La vie

-> De la vie sur Mars! Une étude renouvelée d'une météorite martienne montre qu'elle porte bien des restes fossilisés de vie martienne! tous les détails!

La vie sur Mars a sans doute été liée (et elle peut encore l'être de nos jours) à l'eau. Pour ce qui est de son passé, Mars a connu des périodes humides alternées, au cours desquelles la qualité de l'eau a été différente. A certaines périodes, l'eau a formé des minéraux de style argile, à d'autres, l'eau était essentiellement saumâtre et acide. Dans le second cas, à l'évidence, la qualité même de l'eau était peu favorable à la vie. Dans le premier cas, la vie a pu apparaître. On détecte les périodes de formation de l'argile, sur Mars, par la présence de carbonates, des minéraux qui résultent de l'interaction entre le CO² de l'atmosphère martienne et des matériaux qui ont été produit par l'action de l'eau sur les roches volcaniques de la Planète rouge. Les argiles sont très largement présentes sur Mars (les argiles se forment en conditions humides et avec PH relativement neutre). La mission Mars Reconnaissance Orbiter a repéré des zones avec carbonates fin 2008. Elles se trouvent dans les régions martiennes suivantes: Nili Fossae, le long du bassin Isidis; le long de mésas érodées; dans le cratère Jezero; des traces également ont été repérées à Terra Tyrrhena et à Libya Montes. Cependant, ces zones de carbonates ne semblent bien montrer, finalement, que de faibles quantités de carbonates. Les silices, qui résultent d'eau souterraine perfusant à la surface, sont également un indice de zones où la vie a pu exister. Un point sur la question de la vie sur Mars, en l'état actuel des connaissances, pourrait bien être qu'il y a bien eu, dans le passé, de l'eau sur Mars mais que les zones possédant des conditions réellement favorables à la vie ne seraient, malgré tout, que peu

Le cycle nocturne du givre, sur Mars, voit les températures nocturnes passer à -50°C et le sol à -70°C, l'humidité de l'air en disparaissant totalement. Une partie seulement peut se transformer en givre au petit matin mais l'essentiel est absorbé par le sol. Le givre vu sur Mars est un film très fin, d'une épaisseur de deux molécules d'eau et qui, en fait, n'est ni de la rosée ni du givre; ce n'est pas de l'eau libre mais c'est un film plus mobile que de la glace cependant. A la différence de ce que l'on voit sur Terre, dans certains endroits de l'Antarctique, ce film de givre est trop fin, sur Mars, pour abriter la vie. Le givre temporaire de CO2 au cours de la nuit, même aux latitudes moyennes et basses, est présent partout sur Mars du fait des températures de surface nocturnes suffisantes. Des zones des régions Tharsis, Arabia et Elysium atteignent de telles températures nocturnes (ces trois régions sont couvertes de poussière au point que les températures de la surface changent beaucoup plus rapidement dans des régions où la surface est faite de roches exposées; ce sont aussi des régions plus chaudes de jour)

Il est possible, par ailleurs, que des formes de vie microbienne, sur Mars, se soient moulées sur les cycles du climat martien déterminés par la variation de l'axe des pôles de la planète. Des microbes pourraient ainsi, pendant des millions d'années, rester dormant, à l'état de spores et, les conditions favorables à la vie survenant, se réveilleraient, répareraient d'éventuels dommages à leur ADN et se reproduiraient. L'axe des pôles de Mars, il y a 4 ou 5 millions d'années par exemple, était si prononcé que c'étaient les pôles qui étaient tournés vers le Soleil pendant la moitié de l'année, amenant certainement à une atmosphère plus humide. Les débats, sur ce point, entre scientifiques, se fait sur le point que la lenteur de la modification de l'inclinaison de l'axe n'a pu amener qu'une lenteur subséquente de la modification des caractéristiques climatiques. Mais cette lenteur, font valoir d'autres, aurait permis que le climat fût plus humide pendant de longues périodes de temps et que le sol n'absorbât la vapeur d'eau que lentement, permettant donc la vie

Au cours de la mission du lander polaire Phoenix, de la NASA, on a confirmé l'existence -et examiné- des parties des dépôts de glace souterrains qui avaient été détecté dans les régions des pôles par l'orbiter Odyssey. La mission a également identifié du carbonate de calcium, lequel pointe vers de la présence occasionnelle d'eau liquide. Le lander a découvert, aussi, une chimie des sols qui a des implications significatives pour la vie ainsi qu'il a observé des chutes de neige. La plus grande surprise vient de ce que l'on a découvert du perchlorate, un matériau chimique oxydant qui, sur Terre, sert de nourriture à certains microbes (alors qu'il est toxique pour d'autres): le sol martien, qui recouvre, en faible épaisseur, la glace souterraine, agit comme une éponge, le perchlorate y retenant l'eau de l'atmosphère. Se constitue ainsi un mince film d'eau capable d'alimenter la vie. Ces résultats vont maintenant déterminer les recherches qui viendront en astrobiologie car les astronomes vont se pencher maintenant sur les propriétés antigel du perchlorate et ses conséquences, et son utilisation potentielle comme source d'énergie par les formes de vie extra-terrestres. Ce sont les observations de la mission Odyssey qui avait découvert de la glace souterraine dans la partie supérieure des sols martiens qui a ainsi orienté la mission Phoenix. Plus récemment l'orbiter Mars Reconnaissance Orbiter a repéré de nombreux dépôts de glace aux latitudes moyennes de glace mais ils se situent à une profondeur plus importante qu'aux p&icorc;les (la mission a fait cette découverte via un radar). Cette glace, de plus, est exposée à la surface par des cratères d'impact récents. Aussi, les environnements riches en glace se trouvent être sur Mars en nombre beaucoup plus important que prévu. Dans ces immenses régions, certains endroits sont plus favorables à la vie que d'autres. La mission Phoenix a également montré que Mars, au cours de son histoire, a connu divers environnements avec eau, à de nombreux endroits, pendant diverses durées. De plus, la mission a aussi montré que des cycles de changement climatique continuent de se dérouler de nos jours sur la planète rouge. La formation hydro-thermale de carbonates argileux dans la région Nili Fossae, de l'époque noachienne (ce sont des vallées qui, érodant la croûte martienne, ont exposé ces couches argileuses) présente des similarités avec la région dite de l'East Pilbara, en Australie de l'Ouest, qui date de l'archéen. Si la vie y a été présente il y a 4 milliards d'années, on devrait pouvoir en retrouver les traces

Les seuls matériaux organiques identifiés par l'analyse du sol martien par chauffage lors des missions Viking ont été du chlorométhane et du dichlorométhane, des éléments de chlore, qui, à l'époque, ont été interprétés comme étant des contaminants venant des fluides de nettoyage des vaisseaux. Le récent lander polaire, Phoenix, de la NASA, lui, a découvert du perchlorate, la plus importante découverte martienne depuis les Vikings. Le perchlorate et un ion de chlorine et d'oxygène qui, chauffé, devient un oxydant puissant. Il pourrait donc séjourner dans le sol de Mars, entouré de matériaux organiques, pendant des milliards d'années sans attaquer ces derniers. Mais lorsque les Vikings ont chauffé le sol à la recherche de la vie, le perchlorate aurait rapidement agi et les aurait oxydé. Or, chlorométhane et dichlorométhane sont exactement les éléments qui sont apparus lorsqu'on a ajouté du perchlorate à du sol d'un désert chilien et qu'on l'a analysé selon la méthode des Vikings... Les scientifiques des missions Vikings avaient conclu à des contaminants car ces composés organiques possédaient une proportion de 2 isotopes de chlorine, comme sur Terre. Ainsi, pendant 30 ans, on aurait cherché à résoudre un puzzle dont une pièce manquait. La connaissance devrait avancer avec le prochain rover de la NASA, en 2012, qui mettra en oeuvre deux protocoles de recherche de la vie. Mais il faudrait, en tout état de cause, clairement déterminer le rapport d'isotopes de chlorate sur Mars, ce qui n'a jamais été fait. S'il est, par exemple, différent de celui que l'on trouve sur Terre, on en reviendrait à la conclusion de l'époque des Vikings. Si, d'une façon plus générale, des composés organiques peuvent subsister dans le sol martien, contrairement à ce qu'on a pensé depuis 30 ans, on devrait pouvoir trouver des molécules organiques complexes, de type ADN, qui seraient les indicateurs de la vie. Les astronomes précautionneux, de plus, ont toujours considéré que les composés organiques, sur Mars, peuvent provenir d'activités biologiques ou non-biologiques et que les météorités tombant sur la planète ont pu également en apporter. Les météorites martiennes (du matériau martien transporté par diverses circonstances jusqu'à la Terre) montrent, selon une étude de 2012, de fortes preuves que de grandes molécules contenant du carbone -ingrédient-clé pour les éléments fondamentaux de la vie- peuvent trouver leur origine sur la planète rouge et indiquent qu'une chimie complexe du carbone y a eu lieu. Du carbone de ce type, dit "carbone réduit" (en anglais, "reduced carbon") est du carbone lié à de l'hydrogène ou à lui-même. La production de carbone réduit a ainsi eu lieu tout au long de l'histoire de la planète et pourrait avoir été similaire aux processus qui ont eu lieu aux débuts de l'histoire de la Terre. Cette découverte permet donc aux missions martiennes de rechercher des molécules qui contiennent de grandes chaînes de carbone et d'hydrogène en les considérant comme des preuves de vie passée car elles peuvent distinguer les molécules de carbone qui ne résultent pas d'un processus biologique de la vie. Les molécules de carbone ont probablement été produites par le volcanisme de Mars et montrent que la planète a connu de la chimie organique pendant l'essentiel de son histoire géologique. La météorite NWA 7034 est nettement plus ancienne que la plupart des météorites martiennes et on a découvert qu'elle contenait 10 fois plus d'eau que les autres météorites de la Planète rouge d'origine inconnue. Elle a été formée il y a 2,1 milliards d'années, au cours du début de la période géologique la plus récente, l'Amazonien. Elle correspond excellement aux roches souterraines et aux couches observées par les rovers et les orbiters de la NASA. Les fragments de la météorite sont surtout du feldspath et du pyroxène, dont l'origine est vraisemblablement d'origine volcanique. Cette chimie météoritique inhabituelle correspond à celle de la croûte martienne telle que mesurée par les Twin Rovers et le Mars Odyssey Orbiter. Cette météorite permet de comprendre ce qu'était le volcanisme sur Mars il y a 2 milliards d'années ainsi qu'elle nous donne -ce qu'aucune météorite n'avait jamais fait- des conditions anciennes de surface et d'environnement. Les astronomes pensent que la grande quantité d'eau contenue dans NWA 7034 pourrait provenir des interactions des roches avec l'eau présente dans la croûte. Les météorites martiennes se divisent en trois catégories (dont les noms sont tirés de trois météorites: Shergotty, Nakhla, Chassigny). Ces météorites "SNC" sont actuellement au nombre de 110. On ne connaît pas d'où elles proviennent exactement sur Mars. Bien que NWA 7034 présente des similitudes par rapport aux météorites SNC, dont la présence de carbone organique macro-moléculaire, cette météorite pourrait présenter des caractéristiques uniques

Pendant des siècles, les scientifiques se sont demandés si Mars possédait une végétation voire était habitée d'êtres intelligents. Pendant le XIXème siècle, l'imagination des observateurs s'enflamma car ils crurent découvrir des réseaux de canaux sur la planète rouge. Ceux-ci, finalement, ne s'avérèrent être que des illusions optiques. Mars a fasciné les terriens comme peu d'autres corps du système solaire l'on fait. Les nouvelles de Burrough ou d'autres auteurs ont imaginé la surface et des films ont mis en garde l'humanité contre les méchants petits hommes verts. Orson Welles, dans les années 1930, déclencha même une panique en annonçant à la radio le débarquement de Martiens. Ray Bradbury a écrit "Chroniques martiennes"

Le flou continue sur la vie martienne avec les dernières découvertes du rover Curiosity de la NASA, en juin 2018. Le rover, qui travaille dans le cratère Gale qui, autrefois, a contenu un lac d'eau a trouvé -bien que ce ne soit pas nécessairement une preuve de la vie elle-même- des molécules organiques dans des roches sédimentaires vieilles de 3 milliards d'années, près de la surface -dans les 5 premiers centimètres- roches qui furent déposées lorsque Mars pourrait avoir été habitalbe. Les molécules organiques contiennent du carbone et de l'hydrogène mais peuvent aussi comprendre de l'oxygène, de l'azote et d'autres éléments. Les molécules organiques, même si on les associe couramment à la vie, peuvent être générées par des processus non biologiques et ne sont pas nécessairement des indicateurs de vie. Curiosity n'a pas déterminé la source des molécules. La découverte a été faite dans une roche qu'on appelle mudstone (terme anglais adopté tel quel dans la nomenclature géologique de langue française), une roche que se forme à partir d'argile et le soufre qu'on a découvert aussi dans les molécules a vraisemblablement permis leur conservation. Le carbone organique des molécules existe dans des concentrations semblables à celles qu'on observe dans les météorites martiennes. La longévité de la mission Curiosity, qui travaille sur Mars depuis presque trois années martiennes -presque 6 ans terrestres, a permis de faire une autre découverte: les émissions de méthane, dans la zone du cratère Gale, connaissent une variation saisonnière suivie. Mais, là aussi, ce méthane peut trouver son origine dans une chimie d'interaction entre de l'eau et des roches; on peut cependant exclure, disent les scientifiques de la mission, la possibilité d'une origine biologique. Jusqu'à présent, le méthane, sur Mars, n'avait été détecté que sous la forme de panaches de grande taille, sans régularité; le méthane du cratère Gale, lui, connaît un pic régulier pendant les mois chauds des étés martiens et ses quantités diminuent pendant l'hiver, première observation de ce type sur Mars. Ces deux découvertes donnent aux scientifiques confiance dans ce que les prochains rovers martiens, le Mars 2020 de la NASA ou l'ExoMars de l'ESA européenne, trouveront d'autres matériaux organiques soit en surface soit dans les couches superficielles du sol

L'atmosphère

La perte de l'atmosphère a été l'une des causes majeurs du changement climatique sur Mars (les tempêtes solaires pourraient avoir été un facteur essentielle de cette perte) et la majorité du CO2 de Mars a également été perdu (ce qui rend impossible toute entreprise de "terraforming"). La fine atmosphère de CO2 de Mars pourrait dépendre d'un dépôt de couches de CO2 de long terme et stable au pôle sud. Ce dépôt pourrait avoir été dû aux changements de l'axe des pôles au cours des 510 000 dernières années, lequel aurait entraîné ces couches alternées d'eau et de glace. Il y a un lien entre la haute atmosphère martienne et ses parties moyenne et basse lequel montre clairement que l'atmosphère de Mars se comporte comme un système unique et interconnecté y compris pour ce qui est de la sublimation des calottes polaires. Aux très hautes altitudes, l'atmosphère martienne est composée d'un plasma de particules chargées électriquement et de molécules de gaz. Des couches et des "fossés" de densité de plasma différente, se trouvent dans l'ionosphère de Mars, comme on en trouve aussi dans celle de la Terre. L'atmosphère martienne produit une réfraction importante du jaune et du rouge de la lumière solaire mais la poussière qui s'y trouve permet à la lumière bleu de passer plus efficacement, ce qui donne cette teitne bleutée au ciel de Mars proche du Soleil, ce qui est net au moment des couchers de Soleil car le bleu parcourt une plus grande distance dans l'atmosphère. Chaque année, l'atmosphère de Mars augmente et décroît de 30% du fait des saisons: un hémisphère reçoit de plus en plus de lumière solaire et la calotte polaire concernée commence à vaporiser son CO2. L'atmosphère de Mars est très fine, l'équivalent de l'altitude de 30km sur la Terre. Dans l'atmosphère, le gaz prédominant est le CO2, qui représente 95,9% et les quatre gaz suivants sont, dans l'ordre, l'argon, l'azote, l'oxygène et le monoxide de carbone. De l'eau persistante et une atmosphère plus épaisse ont vraisemblablement existé pendant le lointain passé de la planète. La perte d'une fraction de l'atmosphère, qui a résulté d'un processus favorisant le maintien des isotopes les plus lourds, a été un facteur d'évolution significatif de Mars. Le taux de perte de l'atmosphère est contrôlé par le Soleil et on observe aussi un jet polaire d'ions. La perte d'atmosphère est l'une des forces majeures du changement climatique sur Mars, lorsqu'on est passé d'un climat chaud et humide à un climat froid et sec. L'ozone, au-dessus des pôles, absorbe l'ultraviolet et joue le même rôle que sur la Terre (mais si l'ozone est détruite, sur Terre, pendant l'hiver, elle s'accumule au contraire sur Mars à cette saison). On a constaté un accroissement de 5% des isotopes lourds de carbone du CO2 par rapport à ce qu'ils devaient être dans l'atmosphère primitive. La présence de ces isotopes plus lourds est probablement l'explication que la partie supérieure de l'atmosphère de Mars s'est échappée dans l'espace; cette perte a appauvri les isotopes légers. Le méthane, un précurseur chimique simple de la vie, ne semble exister qu'en quantités infimes. Ses sources, sur Mars, pourraient consister en comètes, la dégradation des particules de poussière par l'ultraviolet et les interactions entre l'eau et les roches. Une source biologique pourrait être des microbes. Les processus qui retireraient du méthane seraient la photo-chimie de l'atmosphère et les pertes de surface. La croûte et l'intérieur de Mars émettent aussi de petites quantités de volatiles, lesquels pourraient aussi être incorporés dans les roches de la croûte via l'action de fluides. L'atmosphère martienne a été quasi complètement érodée au cours des âges. Le vent solaire et les radiations ultraviolettes ionisent les atomes et les molécules de la haute atmosphère et les emportent. Le champ magnétique solaire qui produit cet effet vient du mouvement du vent solaire, électriquement chargé, qui se déplace dans le champ magnétique interplanétaire qui vient lui-même du Soleil -une dynamique semblable à celle que les générateurs utilisent pour produire du courant électrique. Certains atomes et molécules acquièrent, du fait de leur échauffement par la lumière solaire, une vitesse suffisante pour échapper à la gravité (bien qu'ils restent neutres électriquement). Les ultraviolets peuvent également briser les molécules en leurs atomes de base qui acquièrent ainsi suffisamment d'énergie pour quitter l'atmosphère. Les particules énergétiques venant du Soleil, par ailleurs, peuvent être absorbées par la haute atmosphère, accroître la température de celle-ci et en augmenter le volume. 20 impacts cratéritiques de près de 1000 km de diamètre ont pu également avoir un effet sur l'atmosphère de Mars (les puissants volcans de Mars, tels Olympus Mons, ont pu éventuellement renvoyer suffisamment de gaz dans celle-ci). Le processus a également fait se perdre la vapeur d'eau et toute eau qui a pu rester sur Mars n'a pu continuer d'exister que sous la forme gelée du fait que la disparition de l'atmosphère avait fait chuter les températures. Sur Mars, l'hydrogène s'échappe plus rapidement -car plus léger- que le deutérium qui peut, dans certains molécules d'eau, prendre la place d'un atome d'hydrogène. Ainsi, au cours du temps, l'atmosphère martienne a comporté de plus en plus de deutérium. Une des clés pour comprendre comment l'atmosphère de Mars, anciennement épaisse et composée essentiellement de dioxyde de carbone, est devenue beaucoup moins dense pourrait se trouver dans des couches enterrées de carbonates, s'il s'avère que ces couches sont très répandues. Le carbone qui sert à la formation des minéraux carbonés peut, ainsi, provenir du dioxyde de carbone de l'atmosphère. Ces couches de carbonates et d'argiles auraient pu être profondément enterrées, de l'ordre de quelques km (quelques miles) par le resurfaçage par les volcans ou les éjectas d'impact. La variété des carbonates riches en fer ou en calcium trouvés sur Mars amènent certains scientifiques à penser qu'il a fallu plus qu'un peu d'eau réagissant sur des roches ignées. Les carbonates de calcium qu'on trouve sur Terre, eux, viennent du fait que se sont formés des océans ou des lacs. Ces larges quantités de carbonates auraient ainsi pu se former à partir du dioxyde de carbone interagissant sur de grandes surfaces d'eau. Le processus aurait amener un changement net, sur la Mars primitive, de la densité atmosphérique et une atmosphère plus épaisse aurait signifié que de l'eau liquide aurait pu exister pendant des périodes longues à la surface. D'autres carbonates, riches en magnésium, trouvés dans les roches à d'autres emplacements, eux, se forment à partir des réactions de matériaux volcaniques avec l'humidité. Un nuage de poussière, par ailleurs, entoure Mars et est vraisemblablement de la poussière interplanétaire (des débris de comètes) qui tombe vers la planète; ce flux génère une couche d'ions métalliques dans l'ionosphère de Mars. De l'oxyde nitrique gazeux et de l'ozone existent dans l'atmosphère, avec des processus dynamiques entre la basse et la haute atmosphère. Des particules devenues neutres du vent solaire pénètrent de façon inattendue profondément dans la haute atmosphère supérieure plutôt que d'être détournées par l'ionosphère. La dissociation de la vapeur d'eau en hydrogène et en oxygène dans la basse atmosphère par la lumière du Soleil amène à l'existence d'hydrogène dans la haute atmosphère

cliquez vers une carte météorologique de Mars du 5 août 2012. La carte a été acquise par la mission Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Celui-ci prend une vue semblable chaque jour ce qui permet des données inédites concernant le climat sur Mars. Cette carte quotidienne montre les différents éléments du climat martien ainsi les tempêtes de poussière, les nuages de glace, etc. (carte en anglais). NASA/JPL-Caltech/Malin Space Science Systems

Le champ magnétique martien pourrait bien avoir été actif entre 4,5 et 3,7 milliards d'années, modifiant un calendrier précédent (4,3 et 4,2 milliards d'années). La chimie qui a lieu pour le matériau de surface de Mars explique le fait que des isotopes de xénon (Xe) et de krypton (Kr) sont plus abondants que prévu dans l'atmosphère martienne. Ces isotopes se forment dans les morceaux de roches et le matériau qui constituent la régolithe via une interaction avec des rayons cosmiques; puis les isotopes peuvent arriver jusque dans l'atmosphère lorsque la régolithe est perturbée par les impacts et l'érosion (des gaz, alors, s'échappent de la surface de Mars). Mars possède dans sa haute atmosphère des atomes métalliques (fer, magnésium, sodium) chargés électriquement, métaux qui proviennent d'une pluie constante de petites météorites sur la planète et qui se vaporisent dans l'atmosphère. Les métaux voient alors quelques-uns de leurs électrons arrachés par d'autres atomes chargés et les molécules de l'ionosphère, ce qui transforme les atomes métalliques en ions électriquement chargés. Ce fait est susceptible de se produire également pour les autres planètes du système solaire et sur Terre, et il est associé à n'importe quel magnétosphère ou vestige de magnétosphère dont les champs magnétiques organisent les ions métalliques en couches. Mars présente des particules qui s'échappent de son atmosphère aux pôles ainsi qu'une couche de particules métalliques (ions métaux: fer, magnésium) haut dans l'atmosphère, qui résultent de poussière de comètes et de météorites (le matériau est vaporisé voire ionisé lors de son contact avec l'atmosphère martienne. L'atmosphère de Mars connaît également des aurores boréales et australes fonction des tempêtes solaires. Des aurores diffuses sont répandues et elles ne dépendent pas de l'existence d'un champ magnétique global ou local pour concentrer les particules solaires pour les générer. Les aurores protonales sont une variété d'aurore sur Mars. L'atmosphère de Mars possède aussi une modeste couche d'ozone qui est due au fait que la lumière solaire casse les molécules de CO2. Les températures de l'atmosphère martienne s'élèvent et baissent avec régularité et ce pas seulement une fois, mais deux fois chaque jour. Les deux maximum ont lieu au milieu de la journée et un peu après minuit, soit un cycle semi-diurne. Jusqu'en 2013, on pensait que ce cycle n'existait qu'à la saison des tempêtes de poussière et était lié à l'échauffement par le Soleil de l'atmosphère. En fait ce sont les nuages de glace qui en sont l'origine: ils absorbent la chaleur infrarouge renvoyée par la surface le jour, échauffant la moyenne atmosphère. Le plus grand écart de température est observé loin des tropiques. La Terre présente de telles "marées atmosphériques mais elles ne produisent que de faibles amplitudes dans la basse atmosphère. La planète rouge a relativement très peu de nuages comparé à la Terre. Cela tient au fait que l'atmosphère martienne contient peu de vapeur d'eau: moins d'un-dixième de la quantité trouvée sur Terre. Ainsi, sans vapeur d'eau et avec des températures qui sont en moyenne de 80° C (176°; F) en-dessous celles de la Terre, ne peuvent se former que des nuages de glace de type cirrus (mais en plus fins) Les nuages martiens ne peuvent jamais empêcher la vue du Soleil, comme sur notre planète mais sont capables cependant de l'atténuer. Mars possède aussi des nuages plus épais, qui sont constitués de dioxyde de carbone gelé -ou "glace sèche" (en anglais "dry ice")- qui se forment haut dans l'atmosphère et aux pôles. Ils sont assez denses pour atténuer la lumière solaire de 40%. Comme on ne les trouve que dans des régions spécifiques (aux pôles et à l'équateur), ils n'ont que peu d'impact sur le climat martien en général. Une telle couverture nuageuse faible sur Mars fait que les températures de surface varient de façon considérable car, n'obscurcissant pas assez le Soleil, ils ne refroidissent pas assez et n'étant pas assez épais, ils n'ont pas d'effet de couvercle. La température de Mars s'élève jusqu'à 18° C (65° F) le jour et descendent jusqu'à -130° C (202° F). Les particules de poussière dans le ciel de Mars, d'une façon générale, font que le ciel y a une couleur rougeâtre et elles créent aussi un halo bleuâtre autour du Soleil. Pour ce qui est de la neige, des études détaillées menées depuis l'orbite montrent que les flocons de neige sont fait de glace de CO2 et n'ont que la taille d'une cellule rouge du sang (elles sont légèrement plus petites au pôle sud qu'au pôle nord de Mars). De ce fait, les chutes de neige présentent certainement un aspect de brouillard. Les chutes de neige, au pôle sud, sont 50% plus élevées qu'au pôle nord et les nuages de neige, d'une façon générale, s'étendent, en hiver, jusqu'à mi-chemin entre les pôles et l'équateur. Les flocons de neiges donnent également une bonne indication sur comment la poussière martienne se déplace dans l'atmosphère: les grains de poussière leur servent de point de condensation. Des nuages mystérieux élevés qui apparaissent soudain dans l'atmosphère martienne en quelques occasions pourraient être liés à la météo solaire (une telle "plume", par exemple, a atteint l'altitude de 250km (155 miles), se développant en moins de 10 heures, couvrant une surface de 1000 x 500km (621 x 310 miles) et restant visible pendant environ 10 jours. Une telle altitude se situe dans l'ionosphère de Mars et on n'a pas, à l'heure actuelle, d'explication). Un tel phénomène pourrait résulter de nuages se produisant au-dessus de régions connues pour leur fort champ magnétique crustal (là où l'ionosphère est généralement très perturbée), ou d'évènements solaires tels des éjections coronales de masse qui font que les grains de poussière et de glace qui se trouvent à haute altitude sont poussés par le plasma ionosphérique et les champs magnétiques puis portés à des altitudes encore plus élevées par la charge électrique

Les tempêtes martiennes, quelle que soit leur taille, sont générées par le Soleil: le Soleil chauffe l'atmosphère, laquelle chauffe le sol alors que se maintient une couche froide au-dessus, ce qui déclenche les tempêtes du fait du courant d'air qui soulève et transporte la poussière du sol vers le haut. Les pires des tempêtes martiennes sont comparables à un typhon de force 12 sur Terre. Lorsque Mars approche de son périhélie (son plus près du Soleil, au moment des étés de l'hémisphère sud), cela accroît nettement le potentiel pour que se déclenchent des tempêtes: Mars reçoit 20% d'énergie solaire en plus! Les plus grandes tempêtes martiennes ont lieu un ou deux mois après le périhélie. Un pic moins important s'observe aussi lorsque Mars s'approche du périhélie. Deux endroits sont les lieux de déclenchement des tempêtes martiennes: Hellas et Thaumasia (une région autour de Solis Lacus). Lybia -à l'Est de Syrtis Major- est également une région de départ des tempêtes. La plupart des tempêtes de poussière sont localisées et ne dépassent pas 2000km (1200 miles) en taille; elles se dissipent en quelques jours. Certaines peuvent devenir régionales et affectent jusqu'à un-tiers de la planète et elles peuvent durer jusqu'à trois semaines. Quelques tempêtes font le tour de Mars mais ne couvrent que l'hémisphère sud. Deux fois, depuis 1997, des tempêtes de poussière globales ont totalement obscurci Mars pendant des semaines mais ce type de tempête n'a lieu que toutes trois les années martiennes et elles se produisent pendant le printemps et l'été de l'hémisphère sud (la dernière a eu lieu en 2007). Ces tempêtes peuvent durer des semaines voire des mois pour les plus longues; la fine atmosphère de Mars fait que ces tempêtes sont grandement différentes de ce qu'on peut rencontrer sur Terre. Le comportement des grandes tempêtes régionales les années martiennes où il existe aussi des tempêtes globales n'est pas clair actuellement. Le vent y atteint 96km/h (60 mph) mais son effet relatif est accru du fait du très peu de densité de l'atmosphère martienne. Des "dust towers" ("tours de poussière", littéralement) -des nuages concentrés de poussière qui s'échauffent du fait de la lumière solaire et montent à des altitudes de 80km- font aussi partie des tempêtes martiennes. Ces tempêtes finissent par bloquer la lumière solaire mais, par là, elles se condamnent elles-même car c'est la chaleur qui atteint le sol qui est leur moteur. Pendant les tempêtes martiennes, moins de lumière solaire atteint la surface et il y a moins de tourbillons de poussière ("dust devils" en anglais). Une tempête importante, en 2018, observée par diverses missions de la NASA, permettra de faire avancer la connaissance sur les tempêtes sur Mars

Trois tempêtes de poussière au Nord de Mars, dues au contraste de température entre la calotte polaire encore gelée et des parties déjà fondues du sol. NASA/JPL/Malin Space Science Systems

De nombreuses tempêtes régionales se produisent au cours du printemps et de l'été de l'hémisphère nord. La plupart des années martiennes, ces tempêtes régionales se dissipent et aucune ne se transforme en tempêtre globale. Une telle transformation n'a eu lieu qu'en 1977, 1982, 1994, 2001 et 2007. Des schémas dans les tempêtes martiennes et spécialement dans la température de leur air déterminent un système de trois types de grandes tempêtes régionales, lesquelles ont lieu à la suite l'une de l'autre tous les ans à la même époque (pendant le printemps et l'été de l'hémisphère sud). Ceci vient de ce que le Soleil échauffe l'air poussiéreux plus que l'air clair, ce qui entraîne une différence, dans certains cas, de plus de 35°C (63°F). Ce fait affecte à son tour la distribution globale du vent (on a obtenu les données de température d'une large couche de l'atmosphère martienne centrée à 25km (16 miles) au-dessus de la surface. Le cycle de tempêtes se déroule ainsi: de nombreuses tempêtes de petite taille se forment séquentiellement près du pôle nord durant l'automne de l'hémisphère nord, similaires aux tempêtes arctiques qui, sur Terre, pendant l'hiver, affectent l'Amérique du Nord. Certaines se déplacent et se dirigent plus au Sud suivant des chemins préférentiels; si elles passent dans l'hémisphère sud -où la saison est la mi-printemps, ces tempêtes voient leur température croître et elles peuvent se transformer en des "tempêtes de type A", beaucoup plus importantes. Par contraste, les tempêtes de type B commencent près du pôle sud peu de temps avant le début de l'été austral (il se peut que leur origine tienne à des vents qui sont générés au bord de la calotte de CO2 sud qui se retire); plusieurs tempêtes peuvent contribuer à une "brume" régionale. Les tempêtes de type C, enfin, commence après que les tempêtes de type B se soient terminées; elles trouvent leur origine au Nord pendant l'hiver boréal (l'été austral) et se déplacent dans l'hémisphère sud comme le font les tempêtes de type A; d'une année sur l'autre, elles varient en force, en température maximale et en durée plus que ne le font les deux autres types. Des tempêtes globales ont eu lieu 9 fois depuis 1924, les 5 plus récentes ayant été observées en 1977, 1982, 1994, 2001 and 2007 (le nombre réel de tempêtes est sans doute plus élevé car tous les évènements n'ont pas été observés que ce soit depuis la Terre ou depuis des missions planétaires). Les tempêtes globales peuvent affecter l'atmosphère de Mars pendant plusieurs mois et peuvent engendrer des changements dans la dynamique atmosphérique et une expansion de l'atmosphère, ce qui est dû d'abord à l'échauffement de la poussière par le Soleil

Les tourbillons de poussière martiens (en anglais, des "dust devils") sont, comme leurs équivalents terrestres, des colonnes d'air en spirale (qui deviennent visibles du fait de la poussière qu'ils soulèvent), qui parcourent le paysage des lieux où ils se produisent. Les tourbillons de poussière se forment la plupart du temps par temps clair lorsque le sol, pendant une saison d'été martienne, est chauffé par le Soleil et ils se produisent essentiellement lorsque la chaleur atteint son pic journalier. Les "dust devils" de Mars sont considérablement plus grands que sur Terre: ils peuvent avoir 500 m de large et plusieurs milliers de mètres de hauteur (les tourbillons terrestres n'ont qu'entre 10 et 100 m de large) et les vents qui entourent la colonne d'air chaud atteignent entre 32 et 96 km/h (20-60 mph)). Les tourbillons de poussière, sur Mars, sont un facteur important d'érosion: ils transportent de grandes quantités de poussière en suspension; on trouve, ainsi, souvent, des zones entières, dans de nombreuses régions de Mars, marquées par les traces (foncées ou claires) des dust devils. Les marques et le nombre des marques changent au fil des saisons. Les tourbillons, sur Terre, transportent aussi de grands champs électriques (qui peuvent dépasser les 4000 volts/m ou plus) et des champs magnétiques. On n'est pas sûr que les dust devils de Mars possèdent de telles caractéristiques mais cela semble probable. Existent aussi sur Mars des formes de tornades, des évènements très rapides qui se produisent sur une durée de quelques secondes

Plus de détails sur la géologie martienne

La structure interne de Mars est mal connue même si des preuves d'une récente activité volcanique suggèrent que son plus profond reste chaud et en refroidissement convectif; un coeur métallique liquide est surmonté d'un manteau homogène en silicate et en convection, qui se trouve dessous un couvercle hétérogène lithosphérique incluant une croûte enrichie en matériaux radiogéniques. L'histoire géologique de Mars a vu des roches et des minéraux légers monter de l'intérieur de la planète et former la croûte et des roches et minéraux plus lourds s'enfoncer pour donner le manteau et le coeur. Comme Mars devint rapidement une "planète fossile", elle n'a pas autant recyclé son intérieur autant que l'a fait la Terre et a donc conservé plus de traces de son histoire géologique. Plus de 200 astéroïdes et comètes frappent Mars chaque année. Une vue couramment admise de l'histoire géologique de Mars est que Mars a connu trois ères géologiques principales: le Noachien, des débuts à il y a 3,8 milliards d'années; l'Hespérien, d'il y a 3,8 à il y a 3,2 milliards d'années et l'Amazonien, de 3,2 à nos jours. La r´gion de Noachis Terra est l'une des plus anciennes de Mars -elle a 3,9 millions d'années soit la période la plus ancienne de la géologie martienne (d'ailleurs le Noachien, période géologique de la Planète rouge, a été nommée d'après la région). Les couches supérieures de Mars pourraient être surtout de type volcanique alors que les couches inférieures seraient influencées par la période du Grand Bombardement et de plus grandes interactions avec l'eau. On pense que le Noachien, après des débuts marqués par la Période du Grand Bombardement -cette époque où les planètes du système solaire, récemment formées, furent frappées par des astéroïdes et des comètes qui étaient les restes de la formation du système solaire, fut une phase chaude et humide. On pense que les deux autres époques ont été calmes en termes de géologie. Certaines zones montagneuses de Mars se sont formées du fait de la formation des bassins d'impact, laquelle a aussi entrainé une activité hydrothermale qui a contribué à la diversité des minéraux. Mars a eu une croûte il y a 4,4 milliards d'années soit dès 100 millions d'années après que les poussières aient commencé à se condenser dans le système solaire des débuts -comme la Terre et la Lune. Des éléments rares (nickel, osmium, iridium) montrent que la croûte fut bombardée de météores chondritiques, qui en sont riches. On a découvert que la croûte de Mars, globalement, est moins dense, en moyenne, qu'on pensait -ce qui implique de plus petites variations de l'épaisseur de la croûte, lesquelles pourraient avoir d'importantes conséquences pour ce qui est de la formation et de l'évolution de la Planète rouge. La densité moyenne de la croûte de Mars est 2,582t par mètre carré (161 livres par pieds carrés) soit une valeur comparable à la croûte lunaire mais inférieur aux 2,9t de l'estimation précédente. La croûte la plus épaisse se trouvent sous les volcans géants de Mars. Ce sont les hautes terres du Sud de Mars qui détiennent les clés de comment la planère rouge est née et s'est développée. Une ère avec relativement beaucoup d'eau sur Mars a vraisemblablement eu lieu aussi entre il y a 2 et 3 milliards d'années -soit 1 milliards d'années après l'ère bien connue au cours de laquelle Mars a connu l'eau et longtemps après l'époque où l'on pense généralement que Mars a perdu son atmosphère originelle et que ce qui restait d'eau eût gelé. Ce nouvel épisode a engendré des vallées qui ont alimenté des lacs en flux provenant de la fonte de neige; ces zones se trouvent entre 35 et 42° de latitude nord et sud (ce qui laisse penser à un phénomène global). L'Hespérien, sur Mars, a été caractérisé par une forte activité volcanique et des inondations catastrophiques, qui ont finalement laissé Mars avec un climtat beaucoup plus aride. On pense aussi que 5 épisodes volcaniques violents ont affecté Mars au cours de son histoire géologique; ces épisodes eurent lieu il y a 3,5 et 1,5 milliards d'années et il y a 400-800, 200 et 100 millions d'années. Pendant ces épisodes, des flots de lave se répandirent sur Mars pendant que la chaleur interne générées par les volcans causait aussi des épisodes d'inondations brutales sur une grande échelle. L'explication donnée de ces épisodes volcaniques est que Mars a essayé, à toutes ces reprises, d'établir, par une rupture de la croûte, une tectonique des plaques. Chacun de ces épisodes volcaniques représente donc l'un de ces essais infructueux. Les tenants de cette explication pensent que d'autres épisodes volcaniques de cette intensité seraient à venir sur Mars car l'intérieur de Mars est toujours actif. La façon dont on date les différentes ères géologiques sur les planètes, dont Mars, est de compter les cratères de telle ou telle région: le plus une région est marquée de cratères, le plus elle est ancienne. La géologie martienne, par ailleurs, a été affectée -surtout pour ce qui est des pôles de la planète- par des changements périodiques de l'inclinaison de l'axe: ces changements ont eu lieu au cours des derniers 4 millions d'années et les 300 000 plus récentes années ont vu des changements moins importants qu'au cours des 600 000 ans précédents. Les couches de sédiments à haut contraste aux pôles de Mars correspondent à des périodes de modifications relativement mineures de l'axe. De nos jours, ce sont les vents, les impacts de météorites et les épisodes saisonniers de gel qui continuent d'affecter la surface martienne. Des flux de lave à forme cordée ont été découverts près de l'équateur de la planète, preuve supplémentaire que Mars a été volcaniquement active récemment, au cours des derniers 20 millions d'années. Le rover Curiosity de la NASA, par ailleurs, à la mi-2016, a découvert, dans des roches sédimentaires du cratère Gale, un minéral de silice -qu'on ne s'attendait pas à trouver, de la tridymite, qui est associé à du volcanisme dit silicique -un volcanisme avec un contenu élevé de silice et des températures extrêmement hautes. Cette découverte pourrait amener à repenser l'histoire volcanique de Mars: la planète pourrait avoir eu, pendant les débuts de son évolution, une histoire de volcanisme beaucoup plus violent et explosif qu'on ne pensait

cliquez vers un schéma de l'histoire géologique de Mars (carte en anglais seulement). ESA

On a déterminé un "niveau de la mer" sur Mars (ou "altitude zéro"): il s'agit du géoïde à l'équateur par rapport auquel la moyenne des altitudes qui le dépassent est égale à la moyenne des altitudes qu'il surplombe. La gravité participe aussi à la définition, l'altitude étant définie par rapport à où la gravité est égale à la valeur moyenne qu'elle a à l'équateur martien. Mars est caractérisé par une forte différence entre les hémisphères nord et sud: le Nord est constitué de plaines basses -des centaines de mètres en-dessous les altitudes du Sud. Les hautes terres du Sud, elles, de plus, sont fortement cratérisées. Cette dichotomie pourrait avoir été créée par un impact titanesque il y a 3,9 milliards d'années lorsqu'un objet geacute;ant frappa le Nord de Mars obliquement, faisant de l'endroit le plus grand cratère d'impact du système solaire. La différence pourrait provenir -autre explication- de fortes coulées de lave qui eurent lieu au Nord. Les études les plus récentes montrent que si le Nord est moins marqué de cratères -un signe qu'il s'agit d'un terrain plus récent- il pourrait bien en comportant tout autant que le Sud et donc être un terrain ancien: les nombreux cratères du Nord, en effet, sont tout simplement enterrés dans les plaines septentrionales à une faible profondeur. Seuls quelques cratères se trouvent encore réellement à la surface. La frontière entre les plaines septentrionales et les basses-terres méridionales, par ailleurs, comporte des formations en forme de lobe qui sont communément issues de mésas avec des textures en puit, en lignes qui laissent penser à un flux de glace d'eau

La région de Tharsis, située près de l'équateur martien, couvre un quart de la surface de la planète et on pense qu'elle a joué un rôle important dans l'histoire géologique; elle chevauche les highlands du Sud et les terres basses du Nord. Tharsis est aussi liée à la formation de Valles Marineris. Le renflement volcanique de la région de Tharsis, qui comprend l'Olympus Mons ainsi que les trois plus petits Tharsis Montes, en ligne et également séparés devrait avoir été volcaniquement active jusqu'à il y a 100 à 250 millions d'années. Tharsis a commencé par se couvrir d'une lave d'andésite, légère (qui peut se former en présence d'eau) puis elle a été recouverte par des laves basaltiques plus lourdes, lesquelles forment la surface actuelle. Arsia Mons s'est formé en premier puis Pavonis Mons et, finalement, Ascraeus Mons (où la densité de la lave, cependant, s'est affaiblie par la suite et donne un sommet moins dense). Il se pourrait que les trois volcans aient été formés par une unique plume de chaleur du manteau, qui s'est lentement déplacée latéralement pour créer successivement les trois volcans (ce qui est l'opposé de ce qui se passe sur Terre où ce sont les plaques tectoniques qui se déplacent au-dessus d'un tel point chaud, comme c'est, par exemple, le cas, aux îles Hawaï). L'épaissseur de la couche supérieure de Mars -la litosphère, qui comprend aussi la partie supérieure du manteau- est différente sous Olympus Mons et les Tharsis Montes: les trois volcans possèdent une densité souterraine beaucoup plus importante (qui pourrait correspondre à des poches denses de lave solidifiée ou à un ancien réseau de chambres magmatiques souterraines). Olympus Mons, lui, s'est construit vraisemblablement au-dessus d'une litosphère à plus forte rigidité alors que les trois autres volcans se sont partiellement enfoncés dans une litosphère plus faible. Il y a donc eu de grandes variations dans le flux de chaleur provenant du manteau. Comme les Tharsis Montes se situent au sommet du renflement de Tharsis et qu'Olympus Mons se trouve sur le bord de celui-ci, la plus grande épaisseur, au centre, de la croûte martienne, pourrait avoir agi comme un couvercle isolant qui aurait accru la température (et donc une litosphère moins rigide). Le magma en montée y aurait interagi avec le renflement pré-existant. Par contre, le magma qui a créé Olympus Mons a traversé la croûte ancienne qui est à la base du renflement de Tharsis, ce qui expliquerait peut-être cette différence de densité. Olympus Mons, le grand volcan martien qui fait partie du groupe de volcans qui se trouvent sur l'hémisphère de Mars opposé à là où se trouve Syrtis Major a une hauteur de trois fois celle de l'Everest. Les pentes du volcan sont cependant peu raides, ce qui amène à ce que le volcan a fini par s'étendre sur une surface de 240 km (150 miles) de diamètre. Cela, ainsi que le fait que le volcan à une forme dissymétrique, laisse penser qu'une très épaisse couche de sédiments argileux se trouvait probablement là où Olympus Mons est apparu. Cette argile a ainsi "adouci" et facilité (par glissage) l'expansion des matériaux rejetés par le volcan. Olympus Mons, un volcan célèbre de Mars, a une altitude de 22 km (14 miles). C'est le volcan le plus élevé du système solaire. Une caldeira se trouve à son sommet, d'une profondeur de 3 km (1,9 mile). Une fois que la production de lave eût cessé, le sommet du volcan s'effondra sur la chambre magmatique vide. Des fractures vinrent élargir la zone concernée. Une activité volcanique qui reprit entraîna la formation de nouvelles caldera, plus petites, lesquelles détruisirent la forme circulaire de la première. On pense des tremblements de terre récents ont eu lieu sur Mars, lesquels se déduisent de rochers venus de points élevés et distribués par rapport à un épicentre. Ces tremblements de terre pourraient aussi révéler l'existence de volcans encore actifs, au moins sous la forme de leur activité souterraine (laquelle, de plus, créerait des réservoirs d'eau liquide). Des tremblements de terre, par ailleurs, dans canyon Candor Chasma, qui se trouve à l'intérieur de Valles Marineris, ont détacé des sédiments de faible densité, lesquels se sont finalement accumulés dans les lacs qui existaient plus bas. Les ondes générées par les tremblements de terre martiens ressemblent à celle des tremblements de terre lunaires. La plupart des tremblements de Mars sont de très faible intensité mais quelques-uns atteignent la magnitude 4. Les tremblements de Mars existent en deux types: les plus communs ont une haute fréquence et ils pourraient provenir rupture dans la croûte de Mars, qui est de faible épaisseur; les moins communs ne sont détectables qu'à de basses fréquences et, eux, ils pourraient venir du manteau. Mars connaît beaucoup de "tremblements de Mars", qui sont dûs au refroidissement et à la réduction de taille subséquente de la planète; elle pourrait aussi présenter une tectonique des plaques; une couche "dure" existe vers 80km de profondeur

Olympus Mons, le plus grand volcan du système solaire. Une caldera se trouve à son sommet. ESA, à partir des données topographiques du Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) superposées aux images mosaïques grand-angle de la Mars Orbiter Camera (MOC)

Des éléments volcaniques à plus petite échelle se trouvent aussi sur Mars, ainsi des évents dont la lave s'est écoulée dans d'anciennes éruptions. Des "volcans de boue" ("mud volcanoes" en anglais) se trouvent dans certains endroits sur Mars. Ils font remonter du sous-sol un mélange de gaz, de liquides et de boue. Sur Terre, ces structures pointent à des gisements de pétrole. Sur Mars, ils peuvent atteindre jusqu'à des dizaines de km (dizaines de miles) de diamètre et plusieurs centaines de mètres (plusieurs centaines de yards) de hauteur et sont âgés de 2 à 3 milliards d'années

La couleur rouge de Mars est due au fait que le sol martien est essentiellement composé de matériaux porteurs de fer. Un ingrédient principal de la majeure partie de la surface martienne est le basalte, riche en fer (le basalte est typiquement associé au volcanisme sur Terre). Ces matériaux, avec le temps, ont interagi avec les faibles traces d'oxygène et de vapeur d'eau que l'on peut trouver dans l'atmosphère martienne. Le résultat est de l'oxyde de fer (Fe²O³) -que l'on connaît, plus simplement, sous le nom de rouille. La majorité de l'oxyde de fer, sur Mars, se trouve sous forme d'une poudre fine et rouge dont les grains varient, en dimensions, de centaines de nanomètres à quelques microns. L'hématite grise est un autre résultat du processus qui produit l'oxyde de fer. L'hématite est, elle, verte, du fait de la forme de ses cristaux. L'hématite est la forme grossière de la rouille. Ses particules sont de la taille d'un grain de sable. Moulue en particules plus fine, l'hématitde deviendrait rouge. Le rover Curiosity, en 2013, a révélé une composition chimique complexe de la poussière de rouille, laquelle, au-delà des oxydes de fer, comprend aussi de l'hydrogène (qui pourrait prendre la forme de groupes hydroxyl soit des molécules d'eau). De l'azote a été trouvé en 2015 dans des sédiments martiens sous la forme d'oxyde d'azote; l'azote est essentiel pour toutes les formes connues de vie car il est utilisé pour les blocs de base que sont l'ADN ou l'ARN. Certaines zones de Mars, ainsi Sinus Sabaeus et Sinus Meridiani, sont plus sombres, ce qui est dû au fait des zones sombres de roches et des dépôts de sable provenant d'anciens flux de laves et d'autres phénomènes volcaniques possèdent des grains de sable plus grossiers et moins réfléchissants que les grains fins qui donnent aux régions plus brillantes de Mars leur apparence de rouille

cliquer vers une carte géologique de Mars (à gauche; en anglais mais utilisable; traduction des légendes des terrains (de gauche à droite et de haut en bas: basalte, andésite, basalte/andésite, autres, poussière, riche en hématite, glace/nuages), vers une carte des régions de Mars dans lesquelles on a identifié de l'argile (vert) ou des minéraux liés à l'eau (argiles, sulfates, etc.; bleu) (au centre), ou vers une carte de la répartition du fer sur Mars (jaune et vert représentent une plus forte présence que bleu) (la carte montre également les sites de 5 missions de la NASA -missions simples ou rovers: V1, V2 pour les Vikings, PF pour Pathfinder, G pour Spirit, M pour Opportunity) (` droite). NASA/JPL (gauche), NASA/ESA/JPL-Caltech/JHU-APLNASA (centre), NASA (droite)

On doit noter, enfin, que le vent est un facteur général important du relief martien (dunes, etc.). L'atmosphère martienne est environ cent fois plus mince que celle de la Terre de sorte les vents y exercent beaucoup moins de force. Les vents de haute altitude martiens montrent des flux corrélés avec la topographie martienne qui se trouve en-dessous, ce qui donne naissance à des ondes de gravité (les ondes de gravité atmosphériques proviennent du déplacement, à partir d'un état de repos, de masses d'air; la gravité essaie alors de rapporter le flux dans son état d'équilibre et, ce faisant, crée des ondes dans le fluide perturbé). C'est le temps qui rend les vents martiens si importants dans le façonnage du paysage. Sur Mars, le sable des dunes est composé de basalte sombre. Les dépressions, ainsi les cratères d'impact, peuvent piéger les sédiments apportés par les vents. Comme dans les déserts sur Terre, ce sont les barkhanes qui sont les types les plus fréquents de dunes. Le fait que, sur Mars, des dunes se forment avant une zone de sable, dans le sens contraire du vent, est à l'opposé de ce qu'on voit sur Terre. On appelle des "dunes en étoile" des dunes qui se forment du fait de vents qui varient en direction au long du jour ou de l'année. On pense, de plus, que, dans le passé, les vents atteignaient des vitesses très fortes sur la planète. Des ondulations, à la surface de dunes, ainsi, ont été observées avoir un mouvement de 2 m (7 ft) sur une durée de 3 mois et demi et des modifications dans la forme de la crête des dunes ou des petits ravins sur la face sous-le-vent ont également été observées. Les ondulations des dunes, dans certaines régions, cependant, malgré le vent, restent immobiles. Cela est dû au fait, comme dans la région de Meridiani Planum, que ces dunes sont couverte de sphérules qui résistent à l'érosion, de 1 à 3 mm (0,04 à 0,12 pouces) de diamètre et dues à des mécanismes liés à l'eau. Elles semblent être suffisamment lourdes pour résister aux effets du vents et forment donc une couche qui assure l'immobilité des ondulations dunaires. Mars connaît quatre classes de zones dunaires (par ordre d'espacement entre les dunes): les ondulations (moins de 20m), les crêtes éoliennes transverses ("transverse aeolian ridges' ou TAR, en anglais; 20 à 70 m), les dunes de teinte sombre (100m-1km), et les zones appelées "draa", relativement inhabituelles (plus d'1km). Le fait que des dunes de sable actives existent sur Mars aujourd'hui exige que les particules de sable soient réapprovisionnées pour remplacer les grains qui sont perdus au fil du temps. La source de ce réapprovisionnement est encore mal connue. Une autre forme gélogique due au vent est les "yardangs": les yardangs sont des découpes pratiquées par le vent dans un terrain dur. Le vent transporte des particules de sable et érode la roche à la façon d'un "karcher" à sable. Lorsque les vents soufflent dans la même direction pendant une longue période, cela forme une série de zones érodées parallèles, sur une vaste surface. Les zones de yardangs peuvent varier dans leur aspect lorsque, par exemple, des surfaces de la zone consistent en matériau plus résistant et demeurent inchangées puisqu'elles ne subissent pas l'érosion. Les ondulations de couleur claire appelées "crêtes éoliennes transversales" (en anglais "transverse aeolian ridges" ou TAR) pourraient être des dépôts de poussière, ou peut-être des ondulations à grains grossiers enrobés de poussières claires Les TAR ont moins de 10m de haut, et sont beaucoup plus petites que les dunes de sable qui atteignent des hauteurs impressionnantes de plus de 130m. Les TAR sont généralement plus âgées que les dunes de sable. Un gigantesque champ de dunes entoure toute la calotte polaire nord et ces dunes, pendant l'hiver, sont couvertes d'une couche de glace sèche saisonnière. Les dunes, d'une façon générale, sont parmi les paysages les plus actifs de Mars. Elles sont cependant, aussi, relativement statiques et leurs formes ont été déterminées il y a longtemps par des vents qui, alors, étaient beaucoup plus forts qu'aujourd'hui. Les plus importantes populations de dunes de sable sur Mars se trouvent dans l'hémisphère Sud, juste à l'ouest du bassin d'impact Hellas et la région d'Hellespontus comporte de nombreuses collections de dunes sombres soit à l'intérieur de cratères ou dans des zones de plaines extra-cratéritique. Des dunes de types de type barcane ou "seif" (linéaires) se trouvent dans la région. Un des facteurs qui affectent les dunes est l'accumulation puis la sublimation de la glace de CO2, laquelle couvre la région en hiver. Un autre facteur consiste en des vents -plus forts qu'on ne pensait- qui viennent effacer partiellement les avalanches déclenchées par le précédent. Le mouvement au sein même des champs de dunes se produit à une échelle étonnament importante, à savoir dans les mêmes proportions que pour les champs de dunes sur Terre. Cela est assez inattendu puisque l'atmosphère de Mars est fine et les vents à haute vitesse y sont moins fréquents et plus faible que ceux de la Terre. Cela fait que des dunes entières, d'une épaisseur atteignant 61 m (200 ft) se déplacent sur le paysage de Mars. Par 60 degrés de latitude sud, les dunes montrent des signes croissants de dégradation; elles sont aussi d'une hauteur faible et elles ne consistent souvent qu'en de simples épaisseurs plates de sable; ces zones, de plus, ne changent plus de position. Les dunes de sable sur Mars se déplacent beaucoup moins rapidement que sur Terre du fait que la Planète rouge ne fournit pas assez d'énergie de vent; par ailleurs, du fait de fortes transitions du relief et de fortes températures de surface, trois zones -le plateau volcanique de Syrtis Major Planum, la chaîne montagneuse Hellespontus Montes et les zones de dunes circumpolaires d'Olympia Undae et Abalos Undae- présentent les plus rapides mouvements de dunes. Sur Mars, il peut prendre deux ans pour obtenir le même mouvement qu'on observe sur une saison sur Terre

cliquez vers une vue de comment, au-delà d'une dune de grande taille, dans le Bagnold Dune Field du cratère Gusev (qui longe le flanc nord-ouest du Mont Sharp), une vue se dégage sur un terrain plus égal et le mur du cratère se voit en arrière-plan. site 'Amateur Astronomy'

Des données recueillies par le Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA ont montré comment les calottes polaires de Mars acquièrent leurs reliefs. Sur Terre, les grandes calottes de glace sont essentiellement façonnés par les glaciers. Sur Mars, la calotte polaire nord, par exemple est un ensemble de couches de glace et de poussières qui a une épaisseur de plus de 3 km. L'une de ses caractéristiques, en termes de relief, la plus remarquable est "Chasma Boreale", un canyon aussi grand que le Grand Canyon mais encore plus profond et plus large. La calotte nord, de plus, est striées de "vallées" qui s'enroulent en spirales autour du pôle. On a ainsi découvert que ce canyon et ces vallées ont essentiellement été sculptés par les vents au fur et à mesure que, sur des millions d'années, la calotte polaire se formait. Ce sont les couches anciennes, souterraines, de glace qui, en interagissant avec les vents, ont déterminé la formation des reliefs de la calotte, lesquels étaient restés inexpliqués pendant 40 ans. on pense que les sédiments polaires nord se font vraisemblablement formés récemment -soit il y a quelques millions d'années- du fait des variations périodiques de l'orbite martienne qui ont modifié la répartition de la glace sur la planète. La glace, se déplaçant depuis et vers les pôles, du fait de ces changements de climat, a formé ces couches accumulées de glace et de poussière. Les processus péri-glaciaux (à proximité des zones polaires) sont également un facteur d'érosion sur Mars

cliquez vers une vue d'un paysage typique de Mars (région de Meridiani Planum). image site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/Cornell University

La vue ci-dessus d'un paysage martien typique montre une vue des plaines de Meridiani Planum. Le sol est rouge, d'un rouge assez clair, composé d'une fine couche de matériau à grains fins (1mm -0,04 pouces) qui recouvrent un sol plus sombre, de grains plus gros. La composition du tout est essentiellement du fer et du silicium. Les dépressions peu importantes que l'on voit à gauche du centre, ou sur la droite, sont des cratères d'impact récents. A gauche, les zones de roches affleurantes, plus claires, pourraient bien être les restes de grands cratères ensevelis. Dans les lointains, ce qui apparaît comme des montagnes sont en fait la muraille d'un grand cratère qui a un diamètre de 22 km (14 miles); la zone qui vient en second à partir de la gauche sont de l'autre côté du cratère par rapport à là d'où la vue a été prise; les plaines masquent la continuité de la muraille. Ailleurs sur Mars, on trouve aussi des volcans, des canyons, des zones qui comportent plus de cratères ou des vallées asséchées dont on pense qu'elles sont les traces d'un passé au cours duquel l'eau a coulé sur Mars. Une autre vue typique, ci-dessous, est celle de la muraille du cratère Gale qui présente des pentes caractéristiques, terrassées et découpées en vallées. Le cratère Gale a un diamètre de 154km (96 miles) et, comme la plupart des grands cratères martiens, il a été érodé. Une telle vue, par ailleurs, rappelle certaines régions désertiques de la Terre

cliquez vers vue d'un paysage typique de Mars, la muraille du cratère Gale. image site 'Amateur Astronomy'

Le plus grand et le plus ancien bassin d'impact géant de Mars, Borealis Basin, mesure près de 9700km de diamètre et englobe la majeure partie de l'hémisphère nord; un bassin géant plus petit, Hellas Basin, mesure 1900km et 8km de profondeur. Argyre, un bassin de 1800 km (1100 miles) de diamètre et 5km (3,1 mile) de profondeur, a été créé par un gigantesque impact au début de l'histoire géologique de Mars; il est, par la taille, le second sur la planètre après Hellas. L'impact qui a créé Argyre a eu lieu il y a 4 milliards d'années. Les zones chaotiques qui existent dans la région ont dû être créées par la fonte à grande échelle de glace souterraine, ce qui a entraîné un effondrement des sols; là où ceux-ci ne se sont pas complètrement effondrés, de grandes mesas peuvent encore contenir des quantités substantielles de glace d'eau. Argyre tire son nom d'"Argyre", l'"île de l'argent" de la mythologie grecque et romaine. Argyre Planitia, une région plate au centre du bassin a essentiellement été sculptée par les vents, le gel et des processus lacustres, ce qui lui donne une apparence lissée. Sur le cours de milliards d'années, les hautes terres au Sud de Mars ont été ponctuées de nombreux impacts

cliquez vers une vue d'un autre paysage typique de Mars, l'intérieur du cratère Gale, qui contient un pic central qui n'est pas un pic de rebond. image site 'Amateur Astronomy'

cliquez vers une vue d'une image panoramique de l'intérieur du cratère Gale depuis un point de vue élevé. site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image NASA/JPL-Caltech/MSSS

Des explosions souterraines spectaculaires, qui impliquent peut-être de la glace, produisent des puits au centre des cratères martiens, un phénomène fréquent: lorsqu'un astéroïde frappe la surface d'une planète tellurique, l'astéroïde ainsi que la surface sont compressés fortement et explosent violemment (au contraire, les impacts à faible énergie produisent un cratère en forme de bol). Les évènements violents produisent des reliefs complexes, ainsi des pics centraux ou des puits. Une explication aux puits est que lorsque les rochers ou la glace fondent pendant l'impact, ils sont évacués par des fractures dans le cratère; une autre est que la glace souterraine est rapidement chauffée et vaporisée par l'explosion de l'impact, la surface étant excavée et formant un puits explosif entouré de débris de roches. Les puits centraux sont également courants sur les satellites des planètes géantes. Les couches d'éjecta, elles, sont des dépôts de débris qui entourent un cratère et qui ont été expulsés de celui-ci par l'impact. Sur Mars, elles présent des lobes en pétales, ce qui provient de l'eau liquide qui était présente dans le matériau éjecté, lequel a ainsi pu couler le long des pentes et prendre cet aspect fluide. Le Soleil qui, chaque printemps, frappe les dépôts polaires de Mars, déclenche des avalances qui dévalent des hauteurs de 500m

Les satellites de Mars

Phobos a été découvert par Asaph Hall le 17 août 1877 à l'U.S. Naval Observatory à Washington et six jours après il a trouvé l'autre satellite, plus petit, nommé Deimos. Asaph Hall recherchait délibérément des satellites de Mars. Les deux satellites sont nommées d'après les fils d'Arès (Phobos: "panique" ou "peur"; Deimos: "terreur" ou "effroi"), qui accompagnait leur père, dieu de la guerre dans la bataille. S'élevant sur l'horizon ouest de Mars, Phobos parcourt trois orbites autour de la Planète rouge au cours d'une journée martienne, qui est d'environ 24 heures et 40 minutes (il est le seul satellite naturel dans le système solaire qui orbite autour de sa planète dans un temps plus court que la journée de celle-ci). Phobos a été d'abord photographié par la mission Mariner 7 de la NASA en 1969 puis le Viking 1 Orbiter a pris la première photographie détaillée en 1977. Phobos est en train d'être détruit par la traction gravitationnelle de Mars, et d'ici 30 à 50 millions d'années, il s'écrasera sur la planète ou ses débris formeront un anneau; par ailleurs, c'est le contraire pour Déimos: l'orbite de celui-ci s'éloigne peu à peu de Mars. Quoique les deux satellites de Mars soient faits du même matériel que les astéroïdes (et particulièrement les astéroïdes de classe D dont on pense que ce sont des corps très fracturés, non solides et contenant des cavernes gigantesques), leurs orbites stables et presque circulaires et le fait qu'ils ne sont pas aussi denses que les membres de la ceinture des astéroïdes, font plus allusion au fait qu'ils sont le résultat de l'agrégation de poussières et de rochers restant autour de Mars après sa formation, ou, pour Phobos qu'il proviendrait des débris par d'un grand impacteur (phénomène semblable à ce qui a créé la Lune) voire des débris d'un satellite déjà existant mais qui fut détruit

cliquez vers une vue de Phobos par le Mars Express de l'ESA en mars 2010 ("N" est pour "Nord"). ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum), colorisé par le site 'Amateur Astronomy' à partir de l'original en noir & blanc

Les dimensions de Phobos sont irrégulières (26,8 × 22,4 × 18,4 km (16,6 x 14 x 11,4 miles)). Il orbite Mars à une distance de 6000km (3720 miles) dans le plan équatorial avec une orbite presque circulaire et sa période de rotation est verrouillée faisant que le satellite -comme la Lune- présente une face visible et une face cachée. Des preuves de molécules organiques ont été signalées sur Phobos. Phobos, dans le système solaire, est le satellite le plus proche de sa planète. L'autre satellite de Mars est Deimos plus petit (15,0 × 12,2 × 10,4 km (9,3 x 7,6 x 6,5 miles)), et possède les mêmes caractéristiques orbitales, à 20 000km (12 400 miles). Phobos et Deimos ont respectivement des orbites de 7 heures, 39,2 minutes et 1 jour, 6 heures, 17,9 minutes. Parce que Phobos orbite dans un temps plus court que Mars ne tourne sur elle-même, un observateur, sur Mars, semblerait s'élever à l'Ouest et se coucher à l'Est. Depuis Mars, Phobos présente un diamètre d'un-tiers celui de la Lune vue de la Terre alors que Deimos ressemble à une étoile brillante. Phobos et l'un des objets les moins réfléchissants du système solaire. Les Russes, en collaboration avec l'ESA, prévoyaient une mission de retour d'échantillons nommée "Phobos-Grunt" (en russe "sol de Phobos") mais elle n'a pas été lancée. Les éruptions solaires puissantes peuvent charger électriquement le côté nocturne de Phobos à des centaines de volts, créant un environnement électrique complexe et des conditions semblables sont attendues aussi sur Deimos, puisque les deux satellites n'ont pas d'atmosphère et sont directement exposés au vent solaire (lequel peut également avoir ces effets de charge dans les cratères lunaires ou astéroïdaux qui sont dans l'ombre)