Il y a quatre milliards d'ann�es, la Terre �tait une boule ardente de roches en fusion,
et, aujourd'hui, elle peut chanter l'op�ra (Brian Swimme)

L'histoire de la formation et de l'�volution de Mars est celle d'un astre n� avec un potentiel inesp�r�, � l'image de celui de la Terre, mais dont le destin a �t� d'�tre frapp� tr�s t�t par un bouleversement majeur, qui a chang� radicalement et sans doute � jamais le visage de la plan�te, pour en faire la sph�re froide, d�sertique et morte que l'on conna�t actuellement. Si l'on met de c�t� les sc�narios de terraformation, ou d'ing�nierie plan�taire, qui pour l'instant et pour longtemps encore, appartiennent non pas au domaine de la science mais � celui de la science-fiction, rien n'arrachera d�sormais la plan�te rouge � sa lente agonie. Ce qui int�resse au plus haut point les plan�tologues, ce n'est cependant pas tant l'avenir de la plan�te, mais son lointain pass�.

Malgr� nos moyens d'observation sans cesse plus nombreux et plus puissants, nous ne comprenons toujours pas ce qui a frapp� Mars dans sa course, tout au d�but de son histoire, pour la mettre � terre, et ce de fa�on d�finitive. Par contre, il est pratiquement acquis qu'avant ce traumatisme, la plan�te rouge partageait de nombreuses similitudes avec notre propre monde, la Terre. D'une certaine mani�re, la catastrophe subie par Mars est providentielle, car en d�sactivant les possibilit�s d'�volution de la plan�te, elle a aussi pr�serv� sa jeunesse dans ses roches. La Terre, � cause de son intense activit� g�ologique puis biologique, a perdu les traces les plus anciennes de son histoire. Et il se pourrait bien que les pages manquantes contant les d�buts de la vie sur notre plan�te (y compris le d�marrage mol�culaire), ou plut�t des photocopies plus ou moins lisibles des �v�nements qui se sont d�roul�s voil� des milliards d'ann�es, soient pr�sentes dans les strates les plus vieilles de la cro�te martienne. N'ayant pas eu d'avenir, Mars est rest�e fig�e dans une sorte enfance �ternelle, et c'est pourquoi l'exploration de cet astre enflamme autant l'imagination et les passions des scientifiques. Mais voyons en d�tail ce qui a bien pu se passer, pour que Mars devienne l'astre rouill� que l'on conna�t aujourd'hui.

Formation de la plan�te Mars

Dans l'enfer du disque d'accr�tion

Notre syst�me solaire est n� il y a un peu plus de 4,6 milliards d'ann�es suite � l'effondrement sur lui-m�me d'un gigantesque nuage interstellaire de gaz et de poussi�re, peut-�tre suite � une d�stabilisation caus�e par l'explosion d'une supernova toute proche. L'incommensurable volume de gaz, v�ritable b�h�moth de compos�s primordiaux, poss�dait alors une masse tout juste sup�rieure � celle de notre soleil actuel, et �tait compos� � 98% d'hydrog�ne et d'h�lium, avec des traces de lithium. Le reste de la mati�re, qui comptait pour seulement 2 % de la masse totale,  renfermait des �l�ments chimiques plus lourds, forg�s dans le cœur d'anciennes �toiles par le processus de nucl�osynth�se, puis lib�r�s dans le milieu cosmique lors de l'explosion de ces derni�res. La plan�te rouge, comme la Terre (et tout ce qui y vivra ult�rieurement) vont enti�rement s'agr�ger � partir de ces 2% de poussi�res d'�toiles, en quelques dizaines de millions d'ann�es seulement.

Sous les forces titanesques de la gravit� qui oppresse et contracte de plus en plus la r�gion de la formation du syst�me solaire, le cœur du nuage atteint des temp�ratures et des pressions infernales, qui finissent par initier le d�marrage de r�actions nucl�aires de fusion. Les noyaux des atomes d'hydrog�ne, lanc�s les uns contre les autres � des vitesses folles, fusionnent pour former un nouvel �l�ment, l'h�lium. Notre �toile, le Soleil, illumine pour la toute premi�re fois l'obscurit� insondable de l'espace. Tout autour de cette sph�re de lumi�re en gestation, la mati�re r�siduelle s'organise sous la forme d'un disque tournant sur lui-m�me, milieu chaotique et d�sorganis� ou une quantit� invraisemblable de particules min�rales, de poussi�res et de fragments glac�s s'entrechoquent, se brisent ou s'agglutinent, dans un environnement gazeux chauff� par le rayonnement tr�s �nerg�tique de la jeune �toile. C'est un milieu tr�s violent, principalement caract�ris� par des collisions. Celles-ci, qui peuvent se produire encore maintenant (mais qui sont, heureusement pour nous, devenues tr�s rares), vont jouer un r�le absolument central dans la formation des plan�tes.

A certains endroits du maelstr�m turbulent qu'est le disque d'accr�tion, des grumeaux de mati�re plus gros que la moyenne se mettent � �merger, par le plus grand des hasards. De taille importante par rapport au milieu environnant, ces amas attirent par gravit� des particules plus petites, et continuent ainsi � voir leur taille augmenter, par accumulation de mati�re. Plus ils grossissent, plus leur pouvoir d'attraction se renforce, et plus ils attirent � eux de la mati�re. Les forces de destruction sont cependant �galement � l'œuvre, et plut�t que de s'accoler pour grandir, deux objets rentrant en collision se brisent parfois au contraire en une myriade de fragments. Au milieu de ce chaudron infernal, ou tourbillonne une quantit� ph�nom�nale de mati�re, � chaque seconde, des mondes en miniature se font et se d�font. Ces briques de base � partir desquelles vont appara�tre les plan�tes sont appel�es des plan�t�simaux. La tr�s grande majorit� ne dure pas bien longtemps, mais certains commencent n�anmoins � �merger au sein de la matrice en rotation et � sortir du lot. Plus ils grandissent, et plus ils forment un puits de gravit� qui aspire in�luctablement ce qui passe autour.

A partir d'une certaine taille, les mat�riaux vont s'organiser naturellement sous la forme de sph�res, alors qu'auparavant ils formaient plut�t des corps patato�des. Les plan�tologues estiment qu'au moment de sa formation, le syst�me solaire comptait sans doute plusieurs centaines de mini-plan�tes (appel�es protoplan�tes ou plan�to�des) de la taille de Mars. L� encore, un processus implacable et aveugle de s�lection a lieu, et bien peu parviendront � atteindre une taille adulte. La plupart seront consomm�es par les plan�tes qui forment notre syst�me solaire aujourd'hui, et le reste d�rive aujourd'hui dans l'espace sous la forme de d�bris au niveau de la ceinture d'ast�ro�des. Un petit nombre de protoplan�tes a peut-�tre aussi subi un sort diff�rent, mais aussi peu enviable : une �jection d�finitive du syst�me solaire, pour devenir des astres errants, lanc�s dans une course aveugle dans l'obscurit� insondable de la galaxie. Celles qui vont survivre seront les futures plan�tes du syst�me solaire, celle sur laquelle nous vivons, et les autres, que nous pouvons admirer la nuit vagabondant sur le ciel �toil�. Le processus d'accr�tion est un ph�nom�ne �tonnamment rapide : en quelques dizaines de millions d'ann�es, la plan�te rouge, Mars, avait sans doute atteint la taille qu'elle poss�de toujours aujourd'hui.

Mais quels sont au juste les mat�riaux qui s'agglom�rent et qui se brisent dans le disque d'accr�tion, berceau de la formation des plan�tes ? Eh bien, tout d�pend principalement de la distance au jeune soleil. Tout pr�s de lui ne peuvent subsister que des mat�riaux que l'on appelle r�fractaires, c'est � dire des compos�s qui poss�dent une temp�rature de fusion �lev�e. C'est le domaine des m�taux, et de nombreux autres �l�ments que l'on retrouve dans les roches de la cro�te terrestre, et les plan�tes qui s'assemblent dans ce secteur auront une surface solide, et seront qualifi�es de telluriques : il s'agit de Mercure, de V�nus, de la Terre et enfin de Mars. Bien plus loin, les temp�ratures sont suffisamment basses pour permettre � des substances volatiles (compos�s solides ou liquides s'�vaporant facilement en gaz sous l'effet de la chaleur) de se condenser, pour former des glaces. On pense bien s�r � la glace d'eau, mais dans cette zone froide du disque, d'autres mol�cules, comme le dioxyde de carbone (CO₂), l'ammoniaque (NH₃) ou le m�thane (CH₄) peuvent aussi se solidifier. Ils permettront � des astres �tranges d'appara�tre : les g�antes gazeuses du syst�me solaire externe, que sont Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, accompagn�es de leur cohorte de satellites glac�s, comme Titan, Europe, ou Triton.

Quels �taient les �l�ments et mol�cules pr�sents dans la zone de formation de Mars ? Grosso modo, il s'agissait � peu de chose pr�s du m�me m�lange, de la m�me soupe que celle qui a donn� naissance � la Terre. Principalement des m�taux et des �l�ments qui rentreront dans la composition des roches silicat�es (oxyg�ne, silicium, aluminium, calcium, magn�sium et fer), le tout baignant dans divers gaz. Il y a cependant eu quelques diff�rences notables. Ainsi, les cosmo-chimistes pensent que le secteur de formation de Mars aurait pu �tre enrichi en �l�ments volatils et en soufre, par rapport � la zone o� la Terre s'est assembl�e, si tant est que les deux plan�tes se soient form�es � l'endroit o� elles sont aujourd'hui (ce concept fascinant de migration est abord� plus loin).

Cette richesse en soufre, qui se marie assez bien avec l'image volcanique, sulfureuse de la plan�te rouge, explique sans doute l'abondance des sulfates � la surface de Mars. Ces compos�s de soufre et d'oxyg�ne (SO₄^2-), d�couverts par le rover Opportunity sur les �tendues d�sol�es de Terra Meridiani, ont ensuite �t� d�cel�s depuis l'orbite en de nombreux autres endroits de la plan�te (en particulier par les satellites Mars Express et Mars Reconnaissance Orbiter), et semblent donc ubiquistes. Le sol martien est �galement riche en soufre, comme l'ont d�couvert les atterrisseurs Viking d�s 1976. Une situation diff�rente de celle de la Terre, ou les sulfates sont bien moins repr�sent�s, comparativement � d'autres min�raux et roches. Le soufre pr�sente �galement une forte affinit� avec certains m�taux dits chalcophiles, en particulier ceux qui donnent naissance au noyau m�tallique. Il est donc possible que le noyau m�tallique de Mars soit plus soufr� que celui de la Terre, avec les cons�quences �ventuelles que cela implique. Enrichi en soufre, le noyau de Mars aurait aussi pu se former plus vite que celui de la Terre. Certains sp�cialistes estiment qu'il n'a mis que 30 millions d'ann�es � s'agglom�rer, contre 50 millions pour la Terre. Le soufre pourrait �galement permettre au noyau martien, qui mesurerait environ 1700 kilom�tres de diam�tre, d'�tre encore en partie liquide, malgr� le refroidissement cons�quent de l'int�rieur de la plan�te (le soufre poss�de effectivement la propri�t� de r�duire le point de fusion des m�taux, en agissant comme fondant).

Une autre dissimilitude entre la Terre et Mars concerne le fer : � cause de sa distance plus importante au soleil que la Terre, la plan�te rouge a accr�t� un peu plus d'�l�ments volatils, qui ont rendu le milieu plan�taire plus oxydant. Ainsi, une fraction plus importante du fer serait rest�e sous forme oxyd�e, ce qui l'a emp�ch�, � l'inverse du fer r�duit, de descendre dans le noyau. Le noyau de Mars serait donc de plus petite taille que celui de la Terre, tandis que le manteau et la cro�te seraient plus riches en oxydes ferreux, ce qui est parfaitement confirm� par les observations r�alis�es depuis la surface par les robots, ou l'�tude en laboratoire des m�t�orites martiennes. Il est � noter qu'un manteau plus riche en fer peut fondre � des temp�ratures plus basses, ce qui aurait permis � la plan�te de maintenir plus longtemps une activit� volcanique. Mais voyons comment ces enveloppes qui constituent une plan�te, cro�te, manteau et noyau, et que nous venons d'�voquer bri�vement ci-dessus, parviennent initialement � se mettre en place.

Passage au haut-fourneau : la diff�rentiation

Contrairement � ce que l'on pourrait penser de prime abord, les plan�tes telluriques ne sont pas simplement des sph�res de plusieurs milliers de kilom�tres de diam�tre, compos�es d'un agglom�rat homog�ne de roches silicat�es et de m�taux, le tout entour� par une atmosph�re. La Nature adore organiser et mettre de l'ordre dans la mati�re, et il n'est pas surprenant que les plan�tes poss�dent une structure interne. Les innombrables chocs qu'une protoplan�te subit dans le disque d'accr�tion, chocs qui contribuent � son expansion si ces derniers ne sont pas trop violents, d�gagent une quantit� infernale de chaleur, qui finit par provoquer la fusion partielle voire compl�te de l'astre. Ce dernier n'est alors plus qu'une boule de magma port�e au rouge, un spectacle qui doit �tre soit-dit en passant sublime � observer, mais auquel aucun homme n'a jamais assist�.

Sous l'�chauffement, la plan�te en fusion va alors subir une transformation radicale, tandis que s'amorce un m�canisme fondamental de la formation des corps plan�taires, la diff�rentiation. Les �l�ments m�talliques contenus dans les mat�riaux accr�t�s, plus denses que d'autres substances, se s�parent du reste, et, sous l'effet de la gravit�, tombent vers le centre de la protoplan�te pour former le noyau m�tallique que nous avons �voqu� un peu plus haut. C'est en particulier le cas du fer et du nickel, un couple auquel s'invite un troisi�me �l�ment, le soufre (les m�taux sont fr�quemment associ�s au soufre - sous la forme de sulfures - dans les m�t�orites).  Les g�ophysiciens estiment que le noyau m�tallique de Mars en renfermerait une quantit� non n�gligeable, entre 10 � 15 %. Le liquide m�tallique enrichi en soufre migre donc � travers les grains min�raux, coalesce en formant des poches et percole lentement mais in�luctablement vers le centre.

Tandis que nos trois comp�res chutent litt�ralement au centre de la sph�re en fusion pour dispara�tre dans ses profondeurs, une quantit� d'�l�ments plus l�gers, bien d�cid�s quant � eux � rester en haut, s'assemblent � partir du manteau pour constituer une sorte d'�cume de roches, qui en refroidissant donnera naissance � une cro�te, cette couche assez mince qui recouvre la surface des plan�tes telluriques, et que les g�ologues appellent aussi �corce, par analogie avec la peau d'une orange. La cro�te est principalement form�e de silicates, compos�s r�sultant de l'union du silicium et de l'oxyg�ne, et d'un cort�ge d'autres �l�ments comme l'aluminium, le sodium et le potassium.

Entre l'�corce silicat�e et le noyau m�tallique dense s'installe une couche plus ou moins �paisse et complexe (homog�ne ou au contraire stratifi�e) que l'on appelle le manteau. Ce dernier cristallise du bas vers le haut � partir d'un suppos� oc�an de magma (similaire � celui qui s'est form� sur Terre ou sur la Lune), et est principalement constitu� de min�raux silicat�s riches en fer, en magn�sium et en calcium. Pour Mars, l'oc�an de magma martien (dont la profondeur aurait �t� de 700 � 1300 km) aurait cristallis� sur une p�riode de temps estim�e � 50 millions d'ann�es.

Notons ici que l'existence d'un oc�an de magma lors de la formation de la plan�te implique un apport d'eau tardif. L'eau renferm�e dans les mat�riaux d'accr�tion ne peut effectivement pas survivre � une fonte g�n�ralis�e de la couche externe de la plan�te. Pour former ult�rieurement des oc�ans et des mers, la plan�te doit donc recevoir des quantit�s appr�ciables d'eau bien plus tard dans son histoire, lorsque les choses sont devenues stables, et que les tourments magmatiques int�rieurs se sont tus.

Les r�serves d'eau que la plan�te Mars a poss�d� (et poss�de encore, dans une moindre mesure) ne se sont donc pas constitu�es � partir des premiers mat�riaux agglom�r�s, mais se sont lentement r�g�n�r�es via les apports tardifs venants des secteurs externes plus froids du syst�me solaire. La plupart des noyaux glac�s pourvoyeur d'eau qui ont frapp� Mars provenaient sans doute de la ceinture d'ast�ro�des, avant leur �jection sous l'effet des d�placements erratiques de la g�ante gazeuse Jupiter (migration, voir plus loin). Une petite quantit� d'eau (6 %) aurait �galement �t� apport�e par les com�tes circulant dans la ceinture de Kuiper, ou encore au niveau de r�gions encore plus �loign�es, comme le nuage de Oort. Concernant la mol�cule d'eau, il est tr�s int�ressant de noter que si l'on suit son �tat en fonction de la distance au soleil, on s'aper�oit qu'elle est tout bonnement absente de la plan�te Mercure, qu'elle n'existe qu'� l'�tat de vapeur dans l'atmosph�re sur V�nus, qu'elle parvient � �tre liquide sur Terre (que l'on place pour cette raison dans la zone d'habitabilit�), pour devenir glace sur Mars. Sur Terre, la disponibilit� de l'eau liquide a jou� un r�le fondamental dans l'apparition et l'�volution de la vie, mais �galement dans un m�canisme g�ologique majeur, la tectonique de plaques.

Contrairement � ce que l'on pourrait croire, et bien que pouvant �tre anim� de mouvements de convexion comme c'est le cas pour la Terre, le manteau n'existe pas � l'�tat liquide, mer de magma souterraine s'�coulant sous nos pieds, mais sous la forme d'une p�te solide, chaude et ductile plus ou moins visqueuse. Dans le cas de Mars, un refroidissement rapide de l'int�rieur de la plan�te, ou une relative s�cheresse des mat�riaux mantelliques pourrait avoir rapidement stopp� les cellules de convection qui auraient pu appara�tre, avec deux cons�quences importantes : une absence d'homog�n�isation du manteau, qui pourrait donc �tre compos� de la juxtaposition de plusieurs r�servoirs de composition min�ralogique ou isotopique diff�rente (comme semblent l'indiquer les analyses effectu�es sur les m�t�orites martiennes), ainsi qu'une absence ou une d�sactivation tr�s rapide de la tectonique de plaques, ce qui aura des cons�quences dramatiques sur l'histoire g�ologique de l'astre, comme nous le ferons plus loin.

Pour en finir avec la diff�rentiation, il nous faut encore aborder la couche la plus externe, et la plus vaporeuse, d'une plan�te, l'atmosph�re. Sur la jeune Mars, les �l�ments les plus l�gers, les gaz tels que le dioxyde de carbone, s'�chappent en sifflant par de nombreuses bouches volcaniques pour former une atmosph�re, dont l'�paisseur est encore augment�e par les impacts de com�tes, qui lib�rent en s'�crasant de nombreux compos�s volatils. L'atmosph�re primordiale martienne �tait sans doute principalement constitu�e de m�thane (CH₄), de dioxyde de carbone (CO₂), de vapeur d'eau, d'azote (N₂), et elle �tait �galement charg�e en acide chlorhydrique (HCL) et acide sulfurique (H₂SO₄). Notons enfin qu'il n'y a absolument pas d'oxyg�ne libre, cet �l�ment ayant �t� inject� sur Terre dans l'air par l'activit� m�tabolique de micro-organismes (cyanobact�ries principalement).

Pour que l'atmosph�re primordiale puisse subsister, deux grandes conditions doivent �tre respect�es. Premi�rement, comme cette couche d'air est compos�e de mol�cules tr�s volatiles, qui n'ont qu'une envie, s'�chapper dans l'espace pour continuer � vagabonder sans se soucier en aucune mani�re de rester group�s, il est imp�ratif que la gravit� de l'astre soit suffisante pour pouvoir les retenir. Ce dernier doit donc avoir agr�g� suffisamment de mati�re, et �tre assez volumineux, sinon, il va se trouver incapable de garder une atmosph�re, m�me si celle-ci s'est form�e au d�but. Le second obstacle � la conservation d'une atmosph�re, c'est notre propre �toile, qui ne cesse de lib�rer autour d'elle un flux particuli�rement intense et violent de particules �nerg�tiques, que l'on appelle le vent solaire. Ce dernier poss�de un pouvoir abrasif notable, et peut parfaitement d�caper une plan�te de son atmosph�re, si celle-ci n'est pas prot�g�e par un bouclier d�flecteur naturel. C'est pr�cis�ment le r�le jou� par le champ magn�tique, champ qui trouve son origine dans le noyau m�tallique, et qui d�vie les particules venant du soleil, ou d'autres r�gions de la Galaxie, en les emp�chant de venir �rafler la couche d'air entourant l'astre.

Les �nigmes de la jeune Mars

Arr�tons-nous un peu pour faire le point. A l'issue de la phase d'accr�tion et du m�canisme de diff�rentiation, � quoi a abouti la Nature dans le cas de Mars ? Nous en avons d�sormais une petite id�e, mais deux myst�res demeurent : la structure interne pr�cise de l'astre (� laquelle est li�e l'histoire du champ magn�tique et les conditions de son extinction), et l'�nigme lancinante qui concerne un �ventuel d�marrage d'une tectonique de plaque. Nous allons tenter d'en savoir plus sur ces deux sujets.

Structure interne de Mars

Comme nous venons de le voir, � partir des mat�riaux primordiaux rassembl�s en sph�re par le biais de l'accr�tion, le m�canisme de diff�rentiation va organiser la mati�re en couches plus ou moins dense : au centre le noyau, surmont� par un manteau chaud, duquel va s'extraire une cro�te, tandis qu'une atmosph�re se forme � la p�riph�rie de l'astre gr�ce aux gaz qui s'�chappent des bouches et fissures volcaniques. Commen�ons notre voyage dans les profondeurs �nigmatiques de Mars en commen�ant par son centre, le noyau.

Noyau

C'est un euph�misme, notre connaissance de la structure interne de la plan�te rouge est pour le moins parcellaire, en l'absence d'�tudes sismiques dignes de ce nom. Effectivement, notre connaissance des profondeurs de la Terre a d� attendre la mise au point des premiers sismom�tres pour faire un spectaculaire bond en avant (et aujourd'hui, notre plan�te est enserr� dans un r�seau � mailles serr�es de plus de 20 000 stations de mesure). Jusqu'au 26 novembre 2018, date d'arriv�e de la mission InSight, la mission Viking a �t� la seule � pouvoir d�poser des sismom�tres sur Mars en 1976. H�las, ces derniers ne sont pas parvenus � renvoyer de donn�es probantes. La masselotte mobile du premier instrument (Viking 1) n'a jamais pu �tre d�verrouill�e, et le sismom�tre de Viking 2 n'a de son c�t� pas cess� d'�tre parasit� par l'activit� m�t�orologique, qui a rendu impossible l'identification de tremblements martiens. A l'heure actuelle, tous les espoirs reposent sur la mission InSight. En attendant les premiers r�sultats du sismom�tre SEIS d�pos� tout r�cemment avec succ�s sur la plaine d'Elysium Planitia par cette mission, les seules informations relatives � la structure interne de Mars proviennent de l'analyse des anomalies de d�placement des sondes en orbite, ainsi que de l'�tude pr�cise de la fa�on dont la plan�te tourne autour de son axe, gr�ce aux signaux radios des sondes d�pos�es en surface (g�od�sie).

Sur cette base, les g�ophysiciens estiment que le noyau m�tallique mesurerait entre 1750 km et 1950 km, avec une partie interne solide (la graine) et une couche ext�rieur liquide, comme dans le cas de la Terre. L'estimation la plus pr�cise r�alis�e actuellement donne pour le noyau un rayon de 1794 kilom�tres � 65 km, ce qui repr�sente 53 % du rayon plan�taire. La pr�cision sans cesse affin�e du coefficient h2 (appel� nombre de Love) gr�ce � l'accumulation des mesures des orbiteurs, toujours plus nombreux, qui tournent autour de Mars, laisse penser que la valeur la plus probable est la valeur haute. La plan�te rouge poss�derait donc un noyau de taille importante, avec les cons�quences associ�es sur la nature du manteau (voir ci-dessous).

Le noyau martien contiendrait surtout du fer et du nickel avec des �l�ments l�gers dans la partie liquide (silicium, hydrog�ne, oxyg�ne et carbone). Comme nous l'avons vu, les analyses effectu�es sur les m�t�orites martiennes laissent penser que le noyau martien serait moins riche en fer que le noyau terrestre (cet �l�ment se serait plut�t accumul� sous forme oxyd�e dans le manteau et la cro�te), et enrichi en soufre, avec une teneur au moins �quivalente � 10 %. Le soufre diluerait le m�lange m�tallique de fer et de nickel et abaisserait sa temp�rature de fusion, permettant alors � une partie du noyau d'�tre encore, m�me aujourd'hui, � l'�tat liquide.

Dans l'histoire g�ologique d'une plan�te, et sa capacit� � offrir des conditions cl�mentes pour l'apparition et l'�volution de la vie, le noyau joue un r�le fondamental, car c'est lui qui est le si�ge du champ magn�tique. Dans les premiers moments de son histoire, un champ magn�tique global s'est vraisemblablement d�ploy� comme une fleur autour de Mars, suite � la pr�sence de mouvements de convection dans la couche externe liquide du noyau, et/ou � la cristallisation de la graine. Celui-ci a subsist� pendant quelques centaines de millions d'ann�es, avant de rendre l'�me vers 3,9 milliards d'ann�es, pour une raison qui demeure incomprise. Pour Mars, cet �v�nement fut une catastrophe majeure qui scella d�finitivement son destin. Nous y reviendrons.

Manteau

Le manteau martien s'est form� � partir de l'oc�an de magma qui existait juste apr�s l'accr�tion de la plan�te. Lorsque l'oc�an de magma a commenc� � refroidir, une stratification instable, et importante pour son �volution, s'est mise en place � son niveau.

Les min�raux les plus r�fractaires (riches en magn�sium), poss�dant la temp�rature de fusion la plus �lev�e, ont commenc� � cristalliser et � s'accumuler � la base de l'oc�an, pour former des agglom�rations que les g�ologues appellent cumulats. Plus tardivement, dans la partie sup�rieure du manteau en formation, � faible profondeur donc, d'autres silicates cristallisent � leur tour � partir du liquide restant. La composition du liquide r�siduel, � partir duquel ces min�raux tardifs se solidifient, n'est cependant plus la m�me que celle du liquide de d�part. Elle a effectivement �t� modifi�e par le retrait des �l�ments rentrant dans la composition des min�raux r�fractaires (riches en magn�sium), ce qui a augment� d'autant la concentration des �l�ments restants, dont le fer. Par cons�quent, les min�raux tardifs forment des masses superficielles plus denses que les premiers cumulats riches en magn�sium. Cet �chafaudage, aussi instable qu'un ch�teau de cartes, ne tarde pas � subir un bouleversement sous l'effet de la gravit� : les fragments silicat�s sombrent en profondeur, tandis que les cumulats primaires remontent. Le manteau est alors brass� : c'est le ph�nom�ne de chamboulement (mantle overturn en anglais), qui aboutit � un manteau stable.

Comme dans le cas du noyau, des incertitudes majeures p�sent sur le manteau martien, une fois pass� le m�canisme de mantle overturn. Son �paisseur exacte, sa structuration en couches de densit� et de composition diff�rentes, sa composition g�n�rale et sa temp�rature nous �chappent encore pour l'instant.

Comme la Terre, il est possible que le manteau martien soit d�coup� en un manteau sup�rieur et un manteau inf�rieur. Il est aussi envisageable qu'au contraire, la fameuse discontinuit� qui sur Terre se situe � 670 km de profondeur et qui s�pare le manteau sup�rieur du manteau inf�rieur, n'ait jamais pu se former sur Mars. L'existence de cette discontinuit� est en lien direct avec le diam�tre du noyau. Si ce dernier est trop gros, il ne reste plus assez de place (d'�paisseur) au manteau pour former la discontinuit� en question (car les pressions ne peuvent pas �tre suffisantes), et il ne peut donc y avoir qu'un manteau homog�ne. Si � l'inverse le noyau est suffisamment petit (en dessous de 1400 kilom�tres de rayon), la profondeur allou�e au manteau permet � la discontinuit� d'appara�tre, et de s�parer deux compartiments bien diff�rents d'un point de vue min�ralogique, un manteau sup�rieur et un manteau inf�rieur. Comme nous l'avons mentionn� plus haut, il est de plus en plus probable que le noyau martien soit volumineux, ce qui emp�cherait l'existence d'un manteau inf�rieur dans les profondeurs de Mars. Arr�tons-nous cependant un instant pour creuser le sujet, car le lien de ce sujet avec l'histoire magmatique d'une plan�te (activation d'une tectonique de plaques et naissance de panaches mantelliques) est particuli�rement int�ressant.

En qui consiste exactement la discontinuit� mantellique terrestre � 670 km, tr�s bien mise en �vidence par les sismom�tres, et pourquoi est-elle importante ? Sur Terre, et sans doute aussi sur Mars, le manteau est principalement form� du min�ral olivine (m�lang� avec d'autres min�raux pr�sents en plus faibles quantit�s, comme les pyrox�nes ou les grenats). Lorsque la profondeur augmente, les changements de temp�rature et de pression force l'olivine � changer de phase, c'est � dire � adopter une nouvelle structure cristalline.

Sur Terre, avec la profondeur et l'augmentation de la pression, l'olivine classique (qui forme une roche appel�e p�ridotite) se transforme d'abord en spinelle b�ta (wadlsleyite), puis en spinelle gamma (ringwoodite), et ce jusqu'� 670 km. En dessous de cette limite fatidique, l'olivine (sous la forme de ringwoodite) se morphe en un m�lange de haute pression appel� p�rovskite et magn�siowustite. Or cette transition sp�cifique est endothermique, c'est � dire qu'elle absorbe de la chaleur. Certains g�ophysiciens pensent que cette absorption d'�nergie joue un r�le central dans la mise en place d'une convection mantellique, et donc dans la vitalit� d'une plan�te. En permettant un refroidissement efficace du noyau, la convection mantellique permettrait la mise en place d'un champ magn�tique. Elle activerait �galement le m�canisme de tectonique de plaques, ph�nom�ne g�ologique essentiel auquel sont li�s des �l�ments g�ologiques majeurs, comme le volcanisme, la formation de continents et d'oc�ans, voire l'�volution du vivant.

Certains chercheurs ont estim� que, sur Mars, la zone de transition endothermique stabiliserait et r�duirait le nombre de panaches mantelliques � 1 ou 2, expliquant ainsi le nombre tr�s restreint de provinces volcaniques � la surface de la plan�te rouge (le d�me de Tharsis et le secteur d'Elysium). Il s'agit ici d'une notion importante, car les sources de magma, qui donnent naissance au volcanisme, sont localis�es dans le manteau. Les plan�tologues estiment que les zones ou le manteau peut partiellement fondre (avec un degr� de fusion partielle variant entre 5 et 15 %) seraient situ�es entre 80 et 150 kilom�tres de profondeur. La profondeur (et donc la pression) ainsi que le degr� de fusion partielle sont des param�tres fondamentaux pour comprendre la nature des sources de magma, et le type de volcanisme associ�.

Aussi �trange que cela puisse para�tre, une mol�cule tr�s courante, l'eau, joue un r�le essentiel dans l'�volution du manteau. Celle-ci peut effectivement servir de fondant. Quelques dizaines de ppm (parties par million) peuvent fortement r�duire la viscosit� du mat�riel mantellique, et � partir de 100 ppm, la fonte devient plus facile. La teneur exacte en eau du manteau primordial ou actuel martien n'est pas connue avec pr�cision, et les estimations varient de quelques parties par million (ppm) pour un manteau plus sec que celui de la Lune � plus de 200 ppm, soit une valeur similaire � celle du manteau terrestre. Si, comme nous l'avons d�j� mentionn�, le manteau martien diff�re du manteau terrestre par sa teneur en fer, l'influence de cet �l�ment reste cependant mineure quand on prend en consid�ration les diff�rences potentielles li�es � la teneur en eau, et les cons�quences associ�es pour l'histoire de la plan�te. Notons pour terminer qu'au cours de son histoire, le manteau martien aurait perdu environ 50 % de son eau primordiale par d�gazage. L'avalanche de tous les �l�ments mentionn�s ci-dessus complexifie fortement la situation, et peut rendre les choses confuses, mais elle a au moins l'avantage d'illustrer une v�rit� certes un peu d�sagr�able : la mise en place d'une plan�te de type Mars est un ph�nom�ne compliqu�, o� de nombreux param�tres s'entrelacent et s'influencent entre eux pour finir par aboutir � une situation donn�e, tir�e par la Nature comme la carte d'un jeu parmi un grand nombre de solutions potentielles.

Cro�te

Tr�s rapidement apr�s la formation de Mars, une cro�te primaire d'une �paisseur de 20 � 30 kilom�tres se serait form�e � partir du manteau, par refroidissement de la partie la plus superficielle de l'oc�an de magma, ou par fusion partielle directe des roches mantelliques. Dans un second temps, la cro�te aurait repris sa croissance, pour former sur des p�riodes de temps plus importantes une cro�te secondaire d'une �paisseur de 45 � 75 kilom�tres. Si ce m�canisme de formation est juste, la cro�te martienne serait donc stratifi�e.

Cependant, en l'absence de mesures sismiques, l'existence d'une telle stratification n'a jamais �t� prouv�e. De plus, l'�paisseur moyenne de la cro�te n'est pas connue avec pr�cision, et entre les �paisseurs minimales et maximales propos�es, il existe un facteur 2. Les diff�rences d'�paisseur entre les hauts plateaux de l'h�misph�re sud et les basses plaines du nord sont �galement un sujet de questionnement.  De nombreuses incertitudes p�sent �galement sur l'�volution du syst�me cro�te/manteau : elles sont principalement li�es � la question de l'�ge des shergottites (le groupe le plus commun des m�t�orites martiennes), � la quantit� d'eau primordiale pr�sente dans le manteau (de quelques ppm � 200 ppm), et enfin � l'�paisseur moyenne de la cro�te.

Le niveau de diff�rentiation (c'est � dire de la formation de roches de plus en plus diff�rentes les unes des autres, et g�n�ralement de plus en plus riche en silice) de la cro�te martienne est un autre sujet fascinant, qui fait couler beaucoup d'encre. Il n'y a encore pas si longtemps, tous les experts de Mars consid�raient que cette plan�te �tait majoritairement basaltique, et que sa surface �tait donc recouverte de laves de type basalte, directement form�es par fusion partielle des p�ridotites du manteau en profondeur, avec une remont�e du liquide, un �panchement et finalement une solidification des laves en surface. Dit autrement, Mars �tait une boule de basalte. Cette pr�dominance de roches mafiques et ultramafiques �tait la vision offerte par les sondes Viking, et cette derni�re est rest�e inchang�e durant des d�cennies.

Les premi�res �vidences de diff�rentiation magmatique ont �t� identifi�es dans la caldera du volcan Nili Patera (r�gion volcanique d'�ge hesp�rien de Syrtis Major), gr�ce aux spectrom�tres infrarouges TES et THEMIS des sondes Mars Global Surveyor et Mars Odyssey. D'une mani�re g�n�rale, la silice et les min�raux riches en silice (comme les feldspaths) sont tr�s difficilement d�tectables par spectrom�trie infrarouge. Cependant, leur mise en �vidence n'est pas impossible. C'est ainsi que l'�tude d'une petite coul�e de lave au niveau du plancher de la caldera a r�v�l� la pr�sence de dacite, une roche volcanique pr�sentant un taux de silice plus important que les basaltes habituellement rencontr�s sur Syrtis Major. Or le passage de laves basaltiques � des laves dacitiques ne peut s'expliquer que par le m�canisme de cristallisation fractionn� au sein de chambres magmatiques.

Les deux spectrom�tres TES et THEMIS ont ensuite permis la d�tection des roches contenant des grains de quartz, cette fois dans des crat�res de Syrtis Major, parfois en association avec des pics centraux. Les spectres collect�es ressemblaient � ceux de granito�des (roches appartenant � la famille du granite), et sugg�raient l'exhumation d'une masse intrusive form�e en profondeur et tr�s diff�renci�e. Cependant, il n'�tait pas possible d'�carter l'hypoth�se de la formation de quartz par des m�canismes secondaires.

En surface, la vision de Mars comme globe basaltique fut mise � l'�preuve au cours de la mission Pathfinder. En 1997, en explorant son site d'atterrissage, et gr�ce � son instrument APXS, le petit rover Sojourner d�couvrit des roches particuli�rement riches en silice (57 %), et dont la composition �l�mentaire ressemblait � celles des and�sites, un type de roche volcanique poss�dant une teneur en silice bien sup�rieure � celle des basaltes. Si les and�sites sont des roches qui sur Terre, sont en particulier form�es dans les zones dites de subduction (et donc li�es � la tectonique de plaques), cette d�couverte ne provoqua cependant pas un choc au sein de la communaut� de plan�tologues. Effectivement, la richesse en silice des roches analys�es par Sojourner pouvait aussi s'expliquer par l'alt�ration de laves basaltiques.

En 2004, le rover Opportunity, en action sur les plaines d�sol�es de Terra Meridiani, mis en �vidence les premi�res roches s�dimentaires sur Mars : des d�p�ts sulfat�s recouvert par un sable basaltique et contenant une multitude de concr�tions sph�riques grise d'h�matite cristalline. Cette d�couverte majeure t�moignait d'une diversit� p�trologique bien plus grande que pr�vue (qui ab�mait encore un peu plus la vision purement basaltique de Mars), ainsi que d'une pr�sence pass�e d'eau liquide. Son fr�re jumeau, Spirit, eut moins de chance au niveau de son site d'atterrissage, le crat�re d'impact Gusev, mais parmi les basaltes beaucoup trop nombreux au go�t des g�ologues qui recherchaient avant tout des s�diments, il d�couvrit � plusieurs reprises au niveau des collines Columbia des roches volcaniques avec une composition alcaline (comme des trachybasaltes et des t�phrites, le terme alcalin faisant r�f�rence � la richesse en sodium et potassium), qui indiquaient l� encore l'existence d'une diff�rentiation par cristallisation fractionn�e d'un magma basaltique.

Il fallut cependant attendre l'arriv�e triomphale de Curiosity � l'int�rieur du crat�re Gale en 2012 pour qu'une prise de conscience majeure ait lieu. Gr�ce � une charge instrumentale d'exception, le rover ultrasophistiqu� de la NASA d�couvrit � la grande surprise des g�ologues des roches magmatiques diff�renci�es : trachyte, trachyand�site, et granodiorite. Une autre confirmation est venue de l'analyse de fragments sp�cifiques (clasts) emprisonn�s dans la m�t�orite martienne NWA 7034 (Black Beauty) : ceux-ci renfermaient des min�raux (feldspaths alcalins) que l'on retrouve couramment dans les roches de type granite. Le doute n'�tait alors plus permis : les roches felsiques, riches en silicium, aluminium, sodium et potassium existent bel et bien sur Mars, qui n'est donc pas en surface qu'une sph�re de basaltes refroidis. Toute la question est maintenant de conna�tre leur �tendue.

Tectonique de plaques ou non, telle est la question

Abordons maintenant un autre sujet fondamental pour quiconque tente de comprendre le pass� g�ologique de Mars, ou de comparer l'histoire de cette plan�te avec ce qui s'est pass� sur Terre : la tectonique de plaques. Avant d'aborder le cas de Mars, passons rapidement en revue ce ph�nom�ne, qui joue un r�le si important sur Terre.

Le m�canisme de tectonique de plaques

La surface de notre plan�te est divis�e en un certain nombre de plaques rocheuses qui n'ont de cesse de se d�placer les unes par rapport aux autres, soit en se s�parant (au niveau des dorsales oc�aniques), soit en coulissant de mani�re plus ou moins douce (comme le syst�me de failles de San Andreas), soit encore en entrant en collision (en formant des cha�nes de montagne). Les g�ologues distinguent deux grands types de plaques lithosph�riques : les plaques oc�aniques et les plaques continentales (sachant que certaines plaques peuvent comporter une portion oc�anique et une portion continentale).

Comme leur nom l'indique, les plaques oc�aniques constituent le fond des oc�ans et sont constitu�es d'une cro�te oc�anique assez fine (5 � 7 kilom�tres d'�paisseur en moyenne) de nature basaltique, qui finit par se recouvrir de s�diments au fil du temps, et d'une lamelle de manteau sup�rieur. Lourdes et cassantes, ces plaques sont toujours tr�s jeunes (la plus vielle cro�te oc�anique terrestre est �g�e de 220 millions d'ann�es).

A l'inverse, les plaques lithosph�riques continentales forment la surface des continents �merg�s. Elles sont constitu�es d'une cro�te continentale de nature granitique, d'�paisseur variable (15 � 80 km sous certaines cha�nes de montagnes), et d'une partie du manteau sup�rieur. Moins denses que les plaques oc�aniques, elles peuvent �tre tr�s vieilles (jusqu'� 4 milliards d'ann�es). La diff�rence d'�ge entre les plaques continentales et les plaques oc�aniques vient du fait que les continents sont apparus tr�s t�t dans l'histoire de la Terre. Form�s de l'assemblage de roches l�g�res, ils sont par nature insubmersibles, et peuvent donc �tre vu comme des radeaux "flottants" au-dessus des roches du manteau plus dense.

Les plaques oc�aniques ont une toute autre origine : elles sont form�es en permanence au niveau des dorsales, ces zones ou deux plaques oc�aniques s'�cartent l'une de l'autre, la d�chirure b�ante laissant alors s'�chapper du magma qui se solidifie pour donner des roches basaltiques denses (ph�nom�ne d'expansion des fonds oc�aniques). Les dorsales sont particuli�rement bien visibles sur les globes terrestres ou la couche d'eau des oc�ans a �t� enlev�e : elles forment comme un r�seau de fermeture-�clairs qui parcourt la plan�te, en passant entre les continents. Des deux c�t�s de la dorsale, les plaques en formation, et qui s'�loignent l'une de l'autre comme des tapis roulants, sont des copies conformes. Ce fait est particuli�rement visible lorsque l'on observe les structures en code-barres laiss�es par les variations du champ magn�tique dans les roches basaltiques (qui, contenant des min�raux riches en fer, peuvent garder une trace de l'intensit� et de la direction de ce dernier).

La magnifique sym�trie induite par le fonctionnement des dorsales a cependant ses limites. La vitesse de formation des plaques n'est ainsi pas identique tout au long de la dorsale, et certains secteurs avancent plus vite que d'autres. Les tensions �tant extr�mes, la plaque finit par craquer le long de failles dites transformantes, qui isolent alors des blocs avan�ant plus ou moins vite les uns par rapport aux autres.

La surface d'une plan�te �tant par d�finition fixe, la formation perp�tuelle de plaques oc�aniques au niveau des dorsales implique obligatoirement l'existence de zones de destruction. Ce sont les secteurs de subduction (passage d'une plaque sous une autre) ou de collision (affrontement de deux plaques qui s'interp�n�trent). Lorsqu'une plaque oc�anique rencontre une plaque continentale l�g�re, elle engage un combat perdu d'avance. Plus dense que le continent, qui est comme nous l'avons vu insubmersible, elle est oblig�e de plier et de s'enfoncer dans le manteau avec une courbure plus ou moins importante, o� elle finira par �tre dig�r�e. La m�me chose se produit lorsqu'une plaque oc�anique ancienne, froide et dense, rencontre une consœur plus jeune (donc plus chaude et plus l�g�re).

Les secteurs de subduction sont le lieu de ph�nom�nes g�ologiques tr�s complexes, dont celui, paradoxal, de formation de la cro�te continentale. En s'�loignant de leur lieu de gen�se, les dorsales, les plaques oc�aniques se recouvrent de s�diments marins gorg�s d'eau. Lorsqu'elles finissent par plier et entamer leur descente, les plaques exposent les s�diments qu'elles transportent � des temp�ratures de plus en plus �lev�es, qui finissent par rel�cher l'eau qu'ils contiennent. Comme nous l'avons vu plus haut, l'eau poss�de la propri�t� de diminuer la temp�rature de fusion des roches du manteau. Le coin de manteau situ� au-dessus de la plaque plongeante qui est en cours de d�shydratation va alors se mettre � fondre partiellement, puis g�n�rer du magma hydrat�. Ce dernier va alors tenter de se frayer un chemin vers le haut. Il peut s'accumuler dans d'immenses chambres magmatiques et refroidir sur place, ou atteindre la surface et donner naissance � des c�nes volcaniques majestueux mais tr�s dangereux. Dans les deux cas, les roches felsiques form�es (and�sites et diorites) riches en quartz et feldspaths sont identiques � celles que l'on rencontre sur les continents, ce qui implique donc que la cro�te continentale est fabriqu�e principalement au niveau des zones de subduction.

Enfin, toujours pour les m�canismes de destruction de plaques, lorsque deux plaques continentales se percutent, aucune ne c�de le passage ou la priorit� � l'autre, et une formidable collision se produit, dans un fracas terrible de fractures et de plissements. C'est ainsi que se forment les cha�nes de montagne (comme le massif de l'Himalaya).

Sur Terre, le jeu de la tectonique de plaques est actif depuis maintenant des milliards d'ann�es. Sur cette immense p�riode de temps, les plaques lithosph�riques n'ont donc pas cess� de bouger les unes autour des autres, de s'�carter avant de se retrouver de l'autre c�t� de la plan�te pour rentrer en collision, formant une sorte de mosa�que g�ante en reconfiguration permanente. D'innombrables g�n�rations de cro�te oc�anique se sont form�es, pour �tre ensuite dig�r�es dans le manteau. Des supercontinents ceinturant la plan�te se sont mis en place, avant de s'ouvrir et de se fragmenter en une myriade de plaques, qui se sont � nouveau entrechoqu�es pour former des �tendues g�antes de terres �merg�es. Au niveau des masses continentales, chaque nouvelle collision laissait des cicatrices profondes mais ind�l�biles, t�moignages de traumatisme pass�s d'une ampleur impossible � concevoir. Apr�s plusieurs milliards d'ann�es d'�volution, les continents terrestres sont d�sormais d'une complexit� invraisemblable d'un point de vue g�ologique et structurale. D�crypter leur histoire est une t�che particuli�rement ardue, et de plus en plus impossible lorsque l'on veut remonter le temps. Tout se passe comme si on avait press� puis s�par� puis rep�tri les unes contre les autres des balles d'argiles color�es, dans tous les sens et pendant tr�s longtemps, pour former finalement une masse unique et bariol�e, dont on voudrait alors remonter l'histoire.

M�canisme colossal, � la fois dans l'espace et dans le temps, aux cons�quences innombrables (depuis la formation des cha�nes de montagne en passant par l'activit� volcanique, les tremblements de terre et la disparition d'une masse consid�rable de roches plus ou moins anciennes par recyclage dans le manteau, voire m�me apparition du vivant), la tectonique des plaques a laiss� et continue de laisser sur Terre de nombreux indices de son existence m�me. Les plus �vidents sont les z�brures du champ magn�tique sur les cro�tes oc�aniques, l'alignement de c�nes volcaniques lorsqu'une plaque passe sous un panache mantellique (qui poin�onne alors tel un chalumeau la cro�te en laissant des chapelets de volcans), les formations volcaniques (arc insulaires) qui signent la pr�sence d'une zone de subduction, ou encore les ceintures orog�niques, ces longues bandes de reliefs li�es au m�canisme d'orog�n�se, c'est � dire la formation des cha�nes de montagne.

Des traces de tectonique des plaques sur Mars ?

Que s'est-il donc pass� dans le cas de Mars ? En fonction de ce qui vient d'�tre dit plus haut, existe-t-il � la surface de Mars des traces d'une tectonique de plaques pass�e ? Le sujet est un peu sensible, et l'id�e majeure d�fendue par la communaut� scientifique mondiale est que Mars n'a pas connu, comme la Terre, de tectonique de plaques, ou que ce m�canisme, s'il a d�marr�, a �t� rapidement enray�, moins d'un milliard d'ann�es apr�s la formation de l'astre. Parmi les hypoth�ses avanc�es pour expliquer cet �chec, on peut citer une absence de convection mantellique vigoureuse, peut-�tre due � l'absence d'une transition olivine / p�rovskite dans le manteau (voir plus haut), qui n'aurait pas �t� suffisamment �pais pour permettre sa formation, ou une cro�te tr�s �paisse, qui aurait jou� le r�le d'isolant et d�sactiv� les cellules de convexion mantelliques indispensables au d�placement des plaques.

Pour une petite poign�e de plan�tologues, un petit nombre d'indices laissent penser qu'une tectonique des plaques s'est peut-�tre activ�e sur Mars. Comme nous venons de le voir, sur Terre, la tectonique de plaques a eu une cons�quence tr�s importante : la mise en place de deux types de cro�tes : une cro�te basaltique dense, fine et jeune (car constamment recycl�e) sous les oc�ans, et une cro�te granitique moins dense, �paisse et veille (car insubmersible) au niveau des continents. Or, l'une des caract�ristiques g�ologiques les plus importantes de la plan�te rouge est de poss�der un h�misph�re nord aux altitudes basses, avec une cro�te basaltique jeune, et un h�misph�re sud form� de hauts plateaux, avec une cro�te beaucoup plus ancienne et �paisse, et qui laisse appara�tre ici et l� des affleurements de roches de type granite. C'est la fameuse dichotomie martienne. De l� � consid�rer que l'h�misph�re nord est un bassin oc�anique qui a accueilli il y a des milliards d'ann�es un oc�an (et dont la cro�te r�sulterait du fonctionnement d'une dorsale), et que l'h�misph�re sud est un continent g�ant, il n'y a qu'un pas, que l'on peut franchir plus ou moins all�grement.

D'autres signes troublants existent, comme l'alignement des trois volcans g�ants (Arsia, Pavonis et Ascraeus Mons), la d�couverte d'and�sites par Sojourner, ou encore les z�brures laiss�es par l'ancien champ magn�tique sur les secteurs les plus anciens de la cro�te de l'h�misph�re sud, et d�couvertes par la sonde Mars Global Surveyor. A ce sujet, au niveau des secteurs de Cerberus Rupes, Valles Marineris et Terra Meridiani, la d�couverte de r�seaux de failles recoupant les contours du champ magn�tique r�manent crustal, et ressemblant aux failles transformantes qui z�brent les planchers oc�aniques terrestres, milite en faveur d'une amorce du m�canisme de tectonique de plaques sur Mars.

Des �tudes tectoniques ont �galement montr� la pr�sence de plissements et de failles inverses (structures tectoniques qui r�sultent de l'effet de forces compressives) au niveau du plateau de Thaumasia, de Daedalia Planum et d'Aonia Terra. Certains g�ologues structuraux n'h�sitent pas � y voir des ceintures orog�niques, longues bandes de terrains d�form�s r�sultant de la collision et de l'accr�tion d'anciennes plaques convergentes, t�moins d'une ancienne orog�n�se, dite de Thaumasia–Aonia (rappelons que l'orogen�se est le processus g�ologique responsable de l'apparition de reliefs significatifs � l'�chelle d'une plan�te, et induisant des d�formations majeures de la cro�te). De la m�me mani�re, des structures lin�aires sur Terra Cimmeria ont �t� interpr�t�es comme �tant des sutures de la collision et de l'accr�tion de fragments (terranes) qui se seraient d�tach�s d'une plaque pour aller s'encastrer sur une autre.

Des chercheurs se sont �galement pench�s sur le m�canisme ayant caus� l'arr�t de la soi-disante tectonique de plaques martienne. Selon une hypoth�se avanc�e, la croissance galopante de la surface des hauts plateaux de l'h�misph�re sud serait parvenue � inhiber la subduction, entra�nant le passage d'une convection mantellique de type tectonique de plaques � une convection mantellique sous un couvercle stagnant, c'est � dire une plan�te monoplaque. Effectivement, si sur un astre rocheux anim� par la tectonique de plaques, un secteur de lithosph�re "flottant" sur le manteau atteint une taille critique (50 % dans le cas de Mars), alors la tectonique des plaques ne peut que s'arr�ter. Le transfert de chaleur au travers de la masse lithosph�rique �tant devenu inefficace, la temp�rature du manteau augmente, ce qui diminue la viscosit� des roches mantelliques, et les contraintes de cisaillement. Le mouvement des plaques cesserait alors de lui-m�me.

A l'oppos�, un nombre significatif de g�ologues plan�taires d�fendent l'absence de tectonique de plaques, en avan�ant des arguments difficilement r�futables. Parmi ceux-ci, nous pouvons citer l'absence d'�vidences flagrantes pour les zones de subduction, les dorsales oc�aniques et les cha�nes de montagne. Il n'existe pas non plus de passages brusques entre la suppos�e cro�te oc�anique du nord et la suppos�e cro�te continentale du sud, contrairement � ce que l'on serait en droit d'attendre. La transition entre les hauts plateaux de l'h�misph�re sud et les basses plaines du nord s'effectue effectivement de mani�re douce, graduelle, et non pas de fa�on marqu�e.

L'�ge de la cro�te pose �galement probl�me. Effectivement, la transition entre une plan�te fonctionnant sur le mode de la tectonique de plaques vers un mode � une seule plaque (formant un couvercle stagnant et isolant au-dessus du manteau) a pour cons�quence d'augmenter de fa�on significative la temp�rature du manteau, ce qui d�clenche en retour un pic de formation crustal. Si un tel sc�nario avait eu lieu, une partie substantielle de la cro�te martienne devrait alors s'�tre form�e aux alentours de 2 milliards d'ann�es, ce qui ne correspond ni aux observations (d�termination de l'�ge par comptage des crat�res d'impacts), ni aux datations effectu�es sur les m�t�orites martiennes.

D'autres arguments anti-tectonique de plaques sont encore avanc�s : sur Mars, les montagnes (qui comme nous l'avons vu r�sultent sur Terre de la collision entre des plaques lithosph�riques) sont absentes au sens strict, les tremblements de terre semblent tr�s rares, et les volcans atteignent des tailles colossales par l'empilement incessant des coul�es de lave au m�me endroit, ce qui laisse penser que l'�corce est immobile (les archipels volcaniques ne pouvant alors pas se former). Le niveau d'hydratation du manteau martien primitif, sur lequel p�se de nombreuses incertitudes, est �galement � prendre en compte. L'eau a effectivement jou� un r�le crucial sur Terre dans la mise en place de la tectonique de plaques. Notre plan�te poss�de ainsi 100 000 fois plus d'eau que V�nus, qui, malgr� une taille comparable, n'a pas enclench� � notre connaissance de tectoniques de plaques.

Le d�bat sur l'existence ou l'absence d'une tectonique de plaques sur Mars est loin d'�tre cl�t. En l'absence de donn�es sismiques, capables de r�v�ler des structures profondes, tout ce qu'il est possible de faire actuellement pour avancer sur le sujet est d'observer le plus finement possible la surface, pour cartographier les failles et d�terminer les forces qui ont conduit � leur apparition. Un puzzle g�ant � reconstituer, travail de longue haleine, o� il demeure imp�ratif de rester objectif, et de ne pas c�der aux sir�nes de l'imagination.

A l'heure actuelle, il est donc plus raisonnable de penser que Mars n'a pas connu de tectonique de plaques. La vision la plus couramment partag�e par la communaut� de plan�tologues est de consid�rer que Mars est une plan�te monoplaque, avec une �corce rigide et �paisse qui forme une coquille isolante autour du manteau. Malgr� tout, il n'est pas possible d'exclure que peu apr�s sa formation, la plan�te ait poss�d� des plaques crustales mobiles et fines, qui cahotaient de mani�re erratique � sa surface gr�ce � la tectonique de plaques.

Les cons�quences d'une absence de tectonique de plaques sur Mars sont multiples. Le premier concerne l'histoire thermique. La capacit� d'une plan�te � conserver sa chaleur interne sur de longues p�riodes d�pend initialement de sa richesse en �l�ments radioactifs. La fa�on dont ce pool de chaleur (qui peut donc �tre petit ou grand) va �tre utilis� d�pend ensuite de l'histoire g�ologique de la plan�te en question. Dans le cas d'une tectonique de plaques, la plan�te parvient efficacement � �vacuer sa chaleur interne, et va donc inexorablement se refroidir, tout en pouvant paradoxalement b�n�ficier d'une activit� volcanique d�brid�e (qui g�n�re ou r�g�n�re l'atmosph�re) et d'un champ magn�tique g�n�r� par le noyau. La plan�te peut alors �tre consid�r�e comme "vivante" d'un point de vue g�ologique.

Inversement, en absence de tectonique de plaques, la lithosph�re isole le manteau de l'ext�rieur, ce qui permet � la plan�te de conserver sa chaleur plus longtemps. L'absence de refroidissement efficace finit cependant par d�sactiver les �ventuelles cellules de convection brassant le manteau, puis, par ricochet, celles en action dans le noyau, emp�chant alors le maintien d'un champ magn�tique, absolument crucial pour le vivant (du moins en l'�tat de nos connaissances). Autre cons�quence, en l'absence du m�canisme de tectonique de plaques et du recyclage de la cro�te, la fusion partielle aurait donc �t� le principal m�canisme de diff�rentiation (c'est � dire de cr�ation de roches diff�rentes les unes des autres) en action sur la plan�te rouge.

L'expos� ci-dessus, qui portait pour l'instant principalement sur la structure interne de Mars et la tectonique de plaques, a le m�rite de montrer que notre niveau d'ignorance de l'histoire magmatique de Mars est tr�s important, et qu'� l'heure actuelle, aucune consensus majeur ne ressort clairement des �tudes p�trologiques men�es depuis l'orbite et � la surface de la plan�te, ou sur Terre, avec l'�tude des m�t�orites martiennes et les simulations num�riques effectu�es en laboratoire. Reste que cette importante zone d'ombre ne doit pas nous emp�cher d'avancer, et de tenter de reconstituer l'histoire compl�te de la plan�te, depuis la fin de son assemblage dans la n�buleuse solaire jusqu'� aujourd'hui.

Une �volution en forme d'agonie (ou pourquoi la taille fait la diff�rence)

Comme nous l'avons vu, dans le disque d'accr�tion qui donnera naissance � notre syst�me solaire, deux plan�tes en particulier se sont form�es, Mars et la Terre. Elles sont apparues � une distance plus ou moins semblable de notre �toile, poss�dent toutes les deux une cro�te solide de roches silicat�es, un manteau � olivine, un noyau m�tallique capable de g�n�rer un bouclier magn�tique d�flecteur, et une atmosph�re primitive, principalement compos�e � ce stade de plusieurs dizaines de bars de pression de dioxyde de carbone (CO₂).

Donc tout semble avoir bien d�but�, ou presque ... Car si vous regardez sur un sch�ma ou une photographie les deux plan�tes mises c�te � c�te, vous ne pourrez pas ne pas voir une diff�rence frappante : Mars, avec un diam�tre de 6794 kilom�tres, est deux fois plus petite que notre globe, qui poss�de lui un diam�tre de 12 756 kilom�tres. Pourquoi une disparit� aussi importante ? La r�ponse, nous allons le voir plus loin, est �tonnante. C'est elle qui permet de comprendre, en partie, l'�nigme de l'�volution de la plan�te rouge. Mais gardons ce fait � l'esprit, et continuons notre histoire.

Apr�s des d�buts aussi violents, il aurait �t� assez logique de penser que la jeune plan�te Mars allait pouvoir conna�tre un certain apaisement. H�las pour l'astre rouge, sa jeunesse va continuer � �tre marqu�e par des �v�nements particuli�rement brutaux, qui vont avoir des cons�quences dramatiques, depuis des impacts g�ants jusqu'� un basculement de la cro�te et du manteau autour du noyau.

La plan�te Mars se distingue des autres plan�tes du syst�me solaire par deux formations g�ologiques uniques, qui lui donnent son identit� : le gigantesque d�me volcanique de Tharsis, et la grande dichotomie, que nous avons d�j� bri�vement �voqu�e dans ce dossier. Le fait que ces deux caract�ristiques soient assez proches l'une de l'autre est d'ailleurs en soi intriguant, et sugg�re un lien �ventuel, qui n'est � l'heure actuelle pas bien compris.

Tharsis est un formidable bombement de la cro�te martienne, une sorte d'immense pustule rocheuse qui porte sur son dos des �difices volcaniques g�ants. Quant � la grande dichotomie, elle est encore plus remarquable. Lorsque l'on mesure les altitudes et les reliefs de sa surface, Mars appara�t effectivement comme coup�e en deux � la mani�re d'une orange qui aurait �t� tranch�e pratiquement � l'horizontal. Dans l'h�misph�re sud s'�tendent des hauts plateaux � la surface tr�s ancienne, portant les cicatrices innombrables de crat�res d'impact. Au nord, les paysages sont tout � fait diff�rents, avec des plaines basses � la surface apparemment tr�s jeune.

Dans l'exercice audacieux qui consiste � reconstituer l'histoire g�ologique de la plan�te Mars, il est absolument indispensable d'expliquer la formation du d�me de Tharsis et de la grande dichotomie, et de comprendre les cons�quences de la mise en place de structures aussi massives. Comme nous allons le voir, les ph�nom�nes mis en œuvre d�passent l'entendement, et semblent tout droit sorti d'un livre de science-fiction.

Tharsis et la grande bascule

Tharsis est n� il y 3,7 milliards d'ann�es � environ 20� de latitude nord, et durant des centaines de millions d'ann�es, des torrents furieux de laves se sont d�vers�s pour former un immense d�me sur plus de 5000 kilom�tres de large. Les coul�es se sont empil�es sur plus d'une dizaine de kilom�tres de hauteur, une accumulation de masse �quivalente � environ 1/70 du poids de notre Lune. L'origine d'une telle activit� volcanique demeure inconnue, mais il semble logique de penser que dans les profondeurs de la plan�te, une anomalie thermique spectaculaire a entrain� la production de flots ininterrompus de mati�res en fusion, qui se sont �panch�es en surface. Le d�me de Tharsis se serait form� suite � la mise en place d'un panache mantellique profond, � proximit� de la base du manteau, et qui pour une raison inconnue serait rest� stable pendant des milliards d'ann�es (le m�me m�canisme serait impliqu� dans la formation de la province volcanique plus modeste d'Elysium). Sur Terre, c'est effectivement � l'interface noyau/manteau que naissent les instabilit�s thermiques qui aboutiront � la formation de grands panaches. Ces chalumeaux qui partent du noyau sont capables de percer la lithosph�re (formation de points chauds) voire de la s�parer en deux.

Pour Mars, la cons�quence de la mise en place du d�me de Tharsis fut dramatique. Le poids ph�nom�nal que Mars avait � supporter a tout simplement entra�n� un glissement d'environ 20� � 25� des enveloppes les plus externes de la plan�te (cro�te et manteau) autour du noyau m�tallique ! Comprenons-nous bien, il ne s'agit pas ici d'une simple bascule de l'axe de rotation de la plan�te (obliquit�), mais d'un d�collement interne de la cro�te et du manteau, qui ont pivot� autour du noyau central, comme si on faisait tourner la chair d'un abricot autour de son noyau. Il est possible que le basculement ait eu lieu progressivement en plusieurs �tapes, ce qui permettrait d'expliquer l'alignement des 3 volcans g�ants Arsia, Pavonis et Ascraeus Mons.

Contrairement � ce que l'on pouvait penser, d'un point de vue g�ographique, la jeune Mars ne ressemblait donc pas � la plan�te actuelle. L'une des cons�quences int�ressantes de ce sc�nario concerne la position des p�les. Il y a des milliards d'ann�es, ces derniers n'occupaient pas la place qu'ils ont � l'heure actuelle. Et effectivement, en calculant gr�ce � des simulations num�riques leur position initiale, les plan�tologues ont d�couvert qu'ils se situaient au-dessus de r�gions dont le sol est, comme par hasard, tr�s riche en glace. Co�ncidence surprenante, l'ancienne position du p�le nord de Mars (pal�o-p�le) est situ�e tout pr�s du site d'atterrissage de la sonde am�ricaine Phoenix, qui avait �t� envoy� l� sur la base de l'observation de vastes quantit�s de glace souterraine par la sonde Mars Odyssey.

Ce ph�nom�ne de migration des p�les d'une plan�te, suite � la rotation de la cro�te et du manteau autour du noyau, porte un nom : en anglais les g�ologues parlent de "True Polar Wander". Le jeu d'un tel m�canisme sur Mars fut �voqu� par le pass� par certains chercheurs pour expliquer la pr�sence de d�p�ts stratifi�s (soit d'anciennes calottes polaires) � certains endroits inhabituels de la plan�te, mais il est malgr� tout stup�fiant de consid�rer qu'il ne s'agit pas simplement d'une vue de l'esprit. L'id�e qu'une plan�te peut coulisser toute enti�re sur elle-m�me � quelque chose de profond�ment perturbant.

Une seconde cons�quence porte sur les r�seaux de vall�es, ces r�seaux hydrographiques fossiles dont on retrouve les nombreuses indentations sur les terrains les plus anciens de la plan�te rouge. Les rivi�res qui serpentaient et �rodaient la surface martienne s'�tendaient � l'origine sur une bande tropicale australe, o� les conditions climatiques �taient propices � l'existence de l'eau liquide (sans doute gr�ce au r�chauffement provoqu� par Tharsis), et en suivant la pente naturelle offerte par la dichotomie (des hauts plateaux du sud vers les basses plaines du nord). Les mod�les num�riques climatiques pr�disent effectivement qu'une accumulation de glace ou d'eau liquide a pu se produire au niveau d'une ceinture tropicale sud avant le basculement provoqu� par le surpoids de Tharsis.

Le basculement de Mars a ensuite inclin� cette bande irrigu�e, plongeant les plan�tologues dont une certaine perplexit�. Il �tait effectivement difficile d'expliquer pourquoi les rivi�res �taient r�parties de cette fa�on � la surface de Mars, et non pas comme les simulations le montraient. On sait aujourd'hui que les r�seaux de vall�es occupent aujourd'hui une latitude qui n'est pas celle o� elles se sont form�es, ce qui a r�solu l'�nigme de leur position.

La grande dichotomie et la naissance des lunes martiennes

Sur Mars, la cro�te serait plus �paisse de 25 kilom�tres au niveau de l'h�misph�re sud que dans l'h�misph�re nord. L'origine de cette fameuse dichotomie crustale, d�j� abord�e � plusieurs reprises dans ce document, reste aujourd'hui encore un myst�re. Deux grandes hypoth�ses sont �voqu�es pour expliquer sa formation : soit une origine endog�ne (anomalie thermique, �ventuellement li�e � une tectonique de plaques), ou une origine exog�ne (un ou plusieurs impacts m�t�oritiques ayant frapp� l'h�misph�re nord).

R�guli�rement, des publications scientifiques sortent pour d�fendre l'une ou l'autre de ces deux hypoth�ses concurrentes. Riv�s � leurs supercalculateurs, les th�oriciens s'�chinent � faire appara�tre des transferts non sym�trique de chaleur dans le manteau, pour couper la plan�te en deux et former une dichotomie en surface. R�cemment, une hypoth�se int�ressante � vue le jour, pour expliquer � la fois la formation de la dichotomie, et l'apparition des deux petites lunes martiennes, Phobos et Deimos.

Entre 100 et 800 millions d'ann�es apr�s la formation de la plan�te, Mars aurait �t� frapp� dans sa course autour du soleil par un impact cataclysmique, qui aurait projet� autour d'elle un immense disque de mati�re en fusion. Au sein de cette n�buleuse miniature, des lunes se seraient form�es : une de grand diam�tre (elle aurait �t� jusqu'� mille fois plus massive que Phobos) et une dizaine de plus petites. Cependant, au fil des millions d'ann�es, les forces d'attraction gravitationnelles auraient rapproch� les lunes de Mars, jusqu'� leur faire franchir la limite de Roche, qui marque l'endroit au-del� duquel le tiraillement de la gravit� parvient � disloquer n'importe quel corps, aussi massif soit-il. Seules Phobos et Deimos, qui faisaient partie du cort�ge des petites lunes, auraient surv�cu � ce jeu de massacre.

Non content de conf�rer � Mars deux compagnons, l'impacteur aurait aussi marqu� � jamais sa surface. Dans ce sc�nario, l'astre qui est rentr� en collision avec la plan�te rouge aurait �t� d'une taille seulement trois fois plus petite qu'elle. Il est probable que l'impact a �t� tangentiel (expliquant la limite elliptique des basses plaines du nord), sinon Mars aurait tout simplement �t� pulv�ris�e sous le choc. La dichotomie serait le r�sultat de la collision avec cette protoplan�te. Dans la conflagration, l'h�misph�re nord aurait �t� enfonc�, d�cap�, et une cro�te basaltique se serait reform�e en surface, par refroidissement du magma suppurant de la blessure b�ante.

Le Noachien : un paradis r�el ou fantasm�

La mise en place du d�me de Tharsis, le basculement des p�les associ� ainsi que la mise en place de la dichotomie ont eu lieu durant la premi�re partie de l'histoire g�ologique de Mars, le Noachien. Malgr� les apparences, ce fut peut-�tre aussi la p�riode la plus paisible, la plus terrestre, qu'ait connu la plan�te rouge.

Deux �chelles sont utilis�es par les plan�tologues pour le d�coupage des temps g�ologiques martiens. La premi�re se base sur l'�ge des surfaces plan�taires, directement reli� au taux de crat�risation, c'est � dire au nombre de crat�res poin�onnant la cro�te. Au d�but de la formation du syst�me solaire, le nombre d'impacts d'ast�ro�des et de com�tes �tait beaucoup plus important qu'aujourd'hui, et en premi�re approximation, plus une surface poss�de d'impacts, plus elle est ancienne. Ainsi, sur cette base du comptage des crat�res d'impact, les plan�tologues ont d�fini trois p�riodes, ou �ons, couvrant l'histoire g�ologique de Mars. La seconde �chelle, plus ou moins superpos�e � la premi�re, se base sur des min�raux, identifi�es en surface par les sondes robotiques, et dont l'abondance caract�rise les principaux �v�nements g�ologiques ayant eu lieu au cours des p�riodes donn�es.

La premi�re p�riode de l'histoire g�ologique martienne d�marre juste apr�s l'assemblage par accr�tion de la plan�te, et s'�tend de 4,5 milliards d'ann�es � 4 milliards. Les plan�tologues l'appellent Noachien, d'apr�s les �tendues de Noachis Terra sur les hauts plateaux crat�ris�s de l'h�misph�re sud. Les terrains du Noachien, principalement localis�s dans l'h�misph�re austral, sont tr�s crat�ris�s, et montrent de nombreux signes d'�rosion. Un cycle de l'eau existait sans doute sur Mars, avec des pr�cipitations, des ruiss�lements, et de l'�vaporation. Les r�seaux de vall�es que l'on observe en surface se sont creus�s � cette �poque, tandis que l'eau s'accumulait dans les d�pressions naturelles des nombreux crat�res d'impact pour donner des lacs o� se d�posaient des s�diments argileux. Des torrents alimentaient des rivi�res et des fleuves, qui finissaient peut-�tre par se jeter dans des mers et pourquoi pas un vaste oc�an dont les eaux recouvraient une bonne partie de l'h�misph�re nord.

Si cette vision est juste, alors au Noachien la plan�te ressemblait � s'y m�prendre � la Terre. Des observations men�es par la sonde am�ricaine Mars Global Surveyor attestent qu'un champ magn�tique global, g�n�r� par le noyau m�tallique, recouvrait la plan�te d'un d�me protecteur et invisible. Nous le savons, car ce dernier a laiss� son empreinte dans les roches poss�dant des min�raux magn�tiques, comme les basaltes, sous la forme d'une magn�tisation fossile. Sous ce maillage de lignes de force, une �paisse atmosph�re de CO₂ subsistait, et permettait � la surface de conna�tre des temp�ratures cl�mentes, gr�ce au m�canisme d'effet de serre. La mol�cule de dioxyde de carbone poss�de effectivement la capacit� de retenir le rayonnement infrarouge, c'est � dire la chaleur, provenant du sol chauff� le jour par le soleil, et d'emp�cher ainsi sa dissipation dans l'espace la nuit, et donc le refroidissement de l'astre. Certes, une fraction de l'atmosph�re parvenait sans doute � fuir dans l'espace � cause de la gravit� r�duite de Mars (un peu plus d'un tiers de celle de la Terre), mais les volumes de gaz perdus �taient vraisemblablement compens�s par les �missions des volcans alors actifs.

Contrairement � ce que l'on pourrait penser, cette vision de la jeune Mars, chaude et humide, d�crite abondamment dans les livres et les articles, mises si souvent en image dans des vues d'artistes aux couleurs stup�fiantes, n'est pas partag�e par l'ensemble de la communaut� scientifique, et m�me si elle est tr�s cr�dible, il existe n�anmoins d'autres sc�narios, moins po�tiques et plus d�cevants, qui sont d�crits plus en d�tails dans le dossier consacr� � l'eau liquide. Pour des raisons de clart�, nous allons cependant bri�vement les expliciter ici.

Le courant d'opposition au sc�nario chaud et humide vient des th�oriciens, qui demeurent impuissants � le reproduire dans des simulations num�riques complexes r�alis�es sur des calculateurs surpuissants. La principale raison tient � ce que les th�oriciens appellent le paradoxe du jeune soleil. Effectivement, il y a des milliards d'ann�es, peu apr�s sa formation et celle des plan�tes, notre �toile ne brillait qu'� environ 70 % de sa puissance actuelle. Dans ces conditions, le rayonnement re�u par la plan�te rouge, d�j� plus �loign�e que la Terre, �tait bien insuffisant pour chauffer correctement la surface, m�me avec une atmosph�re de dioxyde de carbone bien plus �paisse que celle qui r�gne actuellement.

Ainsi, malgr� toute la bonne volont� du monde, les th�oriciens ne parviennent pas � faire couler num�riquement de l'eau liquide sur la plan�te Mars primitive. Voil� pourquoi certains plan�tologues rejettent le mod�le chaud et humide, en faveur de deux autres mod�les, l'un mettant en sc�ne une plan�te froide et humide, o� l'eau n'est pr�sente que sous la forme de glace, et un second impliquant un astre d�sesp�r�ment froid et aride, o� l'eau n'a m�me pas le droit de cit�, que ce soit sous forme liquide ou solide.

Toutes proportions gard�es, et malgr� les incertitudes qui l'entourent, pour Mars, le Noachien a quand m�me des allures de paradis perdu, une �poque o� tout �tait encore possible, un �ge d'or qui attire comme un aimant tous les regards des exobiologistes, car c'est pr�cis�ment dans les roches noachiennes que nous avons les plus grandes chances de trouver des indices chimiques qui permettraient de comprendre comment la vie est apparue, voire m�me des fossiles d'anciens micro-organismes martiens. A cette �poque, l'abondance relative de l'eau liquide aurait favoris� une intense alt�ration chimique des roches volcaniques, pour constituer des d�p�ts massifs d'argiles. Sur Mars, ces min�raux que l'on appelle �galement phyllosilicates n'ont �t� d�tect�s que sur des terrains noachiens, d'o� le nom de phyllosien (�ge des argiles) que l'on donne �galement � cette p�riode.

P�riode ou le potentiel de Mars �tait encore largement intact, le Noachien n'est cependant pas de tout repos. Il s'agit d'un temps ou Mars est inlassablement frapp�e, martel�e par un bombardement massif ast�ro�dale. Les immenses basins d'impact d'Hellas, d'Argyre et d'Isidis, qui d�figurent toujours la plan�te et dont la taille fait fr�mir, datent de cette �poque. L'activit� volcanique n'est pas en reste, avec, nous l'avons vu, la mise en place du d�me de Tharsis, qui exerce un tel bombement sur la cro�te que celle-ci va finir par se d�chirer sur des distances consid�rables pour donner naissance � des grabens et des foss�s d'effondrement, dont le plus spectaculaire n'est autre que la balafre g�ante de Valles Marineris. Comme nous l'avons vu, sous son poids, l'ensemble de la cro�te et du manteau finiront �galement par basculer de plus de 20�.

Le traumatisme du bombardement tardif

Pour les plan�tologues, la p�riode noachienne prend fin � 4 milliards d'ann�es, soit approximativement l'�ge o� les premi�res traces de vie apparaissent sur Terre. H�las, c'est pr�cis�ment le moment o� une nouvelle catastrophe va se produire, qui entra�nera Mars dans une spirale infernale, une descente aux enfers dont l'astre ne parviendra cette fois ci pas � se relever.

Nous avons vu qu'� ses d�buts, le syst�me solaire �tait un milieu d'une incroyable violence, un secteur o� les plan�tes s'assemblent � la faveur d'une suite sans fin de chocs, de collisions et de t�lescopages de corps solides de toutes tailles, les plan�t�simaux. Une fois que les plan�tes ont atteint leur taille d�finitive, et que la surface a commenc� � se refroidir, les coups continuent de pleuvoir, avec parfois des cons�quences d�vastatrices. A cause de leur champ de gravit�, les plan�tes attirent effectivement ast�ro�des, com�tes, ou se trouvent carr�ment parfois sur la trajectoire d'une autre plan�te. La cro�te est donc litt�ralement mitraill�e par un flux constant de bolides, qui laissent des cicatrices en forme de bols que l'on appelle crat�res d'impacts. A cause de son grand dynamisme g�ologique, la plan�te Terre est parvenue � effacer les traces des affronts qu'elle a subi durant des centaines de millions d'ann�es apr�s sa formation, mais il vous suffit de regarder combien la surface de Mercure ou de la Lune est gr�l�e et caboss�e pour comprendre que les coups de butoirs �taient quotidiens au d�but de la formation du syst�me solaire.

Pourtant, 500 millions d'ann�es apr�s l'apparition du soleil et la mise en place des plan�tes de notre syst�me, soit la fin du Noachien sur Mars, une paix relative aurait pu enfin r�gner. Les impacts d'ast�ro�des et de com�tes auraient d� se faire plus discrets, moins nombreux, moins violents. L'espace interplan�taire, nettoy� naturellement de ce qu'il contenait de projectiles, �tait suffisamment vide pour que cette r�gion stellaire retrouve le calme. Certes, les impacts n'ont pas disparu, et m�me maintenant, au moment o� vous lisez ce texte, ils sont toujours une possibilit�, comme l'atteste par exemple la chute spectaculaire de la com�te Shoemaker-Levy sur Jupiter en mai 1994, il y a 25 ans.

Vers 4 milliards, apr�s 500 millions de bombardement primordial, les choses �taient cependant sur le point de se calmer un peu dans la banlieue du soleil. Or en �tudiant en d�tail la surface crat�ris�e de la Lune et des autres corps du syst�me solaire comme Mercure, les plan�tologues ont d�couvert quelque chose de profond�ment troublant : les traces d'une reprise du bombardement, qui a �t� appel� grand bombardement tardif. Les pluies de roches, de m�tal et de glace �taient de retour, frappant indiff�remment toutes les plan�tes, dont Mars, avec des cons�quences d�vastatrices.

Quel est le m�canisme � l'origine de la reprise du bombardement qui avait pourtant diminu� d'intensit� ? Un tel ph�nom�ne ne peut �tre que la signature de l'apparition d'une instabilit�, l� o� tout �tait devenu calme. Il se trouve que les responsables s'appellent Jupiter et Saturne, et le processus dans lequel ces deux g�antes gazeuses sont impliqu�es est tout bonnement fascinant.

De la perfection des cieux

Dans l'imaginaire des hommes, pendant tr�s longtemps, les cieux ont �t� le domaine des Dieux, et tout ce qui se d�roulait l�-haut �tait donc forc�ment immuable, parfait, �ternel. Les sph�res c�lestes orbitaient autour de la Terre avec une pr�cision remarquable, le long de cercles, tels les engrenages d'un gigantesque mouvement d'horlogerie cosmique. Petit � petit, avec les avanc�es de la science, l'homme a d� abandonner ses illusions : la Terre, bien loin d'�tre le centre de l'Univers, n'est qu'un globe rocheux orbitant autour d'une �toile anonyme, perdue parmi plusieurs centaines de milliards d'autres soleils plus ou moins semblables. Si de nombreux corps poss�dent la forme de sph�res, une quantit� innombrable adopte des volumes irr�guliers et sont pleins de difformit�s. De plus, les orbites d�crites autour du soleil par nos astres errants sont des ellipses, et non des cercles parfaits. Derri�re le calme apparent du ciel �toil� se cache un chaos dantesque, d'une violence �nerg�tique terrifiante, � partir duquel naissent et disparaissent les plan�tes, les �toiles, et les galaxies. Malgr� cela, il est difficile de ne pas continuer � adh�rer encore en partie � une vision ou la m�canique c�leste n'est que perfection immanente. Il �tait ainsi tout naturel, jusqu'� encore r�cemment, de penser que les plan�tes se sont mat�rialis�es sur l'orbite exacte ou nous les voyons circuler aujourd'hui.

Les observations r�alis�es sur les exoplan�tes que les astronomes ont d�couvert autour d'autres �toiles � partir de 1995 (le catalogue comporte environ 4000 exoplan�tes au moment de la r�daction de ce document) montrent que cette hypoth�se est fausse. L'existence de Jupiter chauds, c'est � dire de plan�tes gazeuses d'une taille comparable � Jupiter et �voluant sur des orbites tr�s proches d'�toiles o� il �tait impossible qu'elles puissent s'y �tre form�es a mis la puce � l'oreille aux plan�tologues. Ceux-ci ont alors d� se rendre � l'�vidence : aussi incroyable que cela puisse para�tre, les plan�tes peuvent migrer dans un syst�me solaire. Gigantesques vaisseaux spatiaux naturels qui ram�nent l'�toile noire de Star Wars a une aimable plaisanterie, des corps de la taille de Jupiter ou de Saturne peuvent effectivement quitter leur orbite pour s'avancer ou reculer comme bon leur semble, avant de se stabiliser � nouveau.

Il y a 4 milliards d'ann�es, les plan�tologues estiment que Saturne a migr� jusqu'� atteindre une distance h�liocentrique qui �tait pr�cis�ment le double de celle de Jupiter (dit autrement, lorsque Saturne effectuait un tour autour du soleil, Jupiter avait le temps d'en parcourir deux). L'existence d'un rapport ¹/₂ entre l'orbite de Saturne et celle de Jupiter a activ� un ph�nom�ne que les physiciens nomment r�sonance, et qui a provoqu� une v�ritable d�stabilisation du syst�me solaire externe. Une nu�e de corps de toutes tailles se sont alors ru�s comme des sauterelles vers le syst�me solaire interne, d�vastant les surfaces solides des plan�tes, la Terre et Mars y compris. C'est le grand bombardement tardif.

Dans l'histoire du syst�me solaire, les r�sonances orbitales de Jupiter et de Saturne vont jouer un grand r�le. La plupart du temps, ces r�sonances seront destructrices, et ne favoriseront pas l'accr�tion. Tout au long de la formation du syst�me solaire, Jupiter semble avoir jou� le r�le de l'agitateur en verre que les chimistes utilisent lorsqu'il s'agit de m�langer le contenu d'un b�cher. De par ses migrations et l'influence consid�rable de sa masse, elle n'a cess� de redistribuer la mati�re, de faire s'entrechoquer les objets, d'apporter du chaos l� o� r�gnait la paix, de nettoyer certains secteurs en faisant le m�nage par le vide, tout en envoyant valser dans toutes les directions ce qui avait fini par trouver le repos.

Nous savons, puisque nous sommes l� pour en attester et en parler, que la Terre est parvenue � passer entre les balles et � survivre au grand bombardement tardif. Mais Mars ? Tout ce que nous pouvons observer, c'est qu'� partir de 4 � 3,9 milliards d'ann�es, quelque chose change de fa�on irr�m�diable et d�finitive. Les relev�s g�ophysiques montrent qu'il n'existe plus aucune trace de magn�tisation dans les roches des grands bassins d'impacts d'Hellas, d'Argyre et d'Isidis, qui se sont vraisemblablement form�s durant le grand bombardement tardif. C'est aussi le cas pour les reliefs plus r�cents, comme les plaines volcaniques du nord, les pentes de nombreux volcans, ou encore le d�me de Tharsis. Certes, l'�tude du crat�re africain de Vredeford Dome dans la ceinture de roches vertes de Barberton a montr� que si une roche renfermant des min�raux magn�tiques se refroidit trop rapidement, elle peut �chouer � immortaliser le champ magn�tique environnant. L'explication la plus plausible est cependant de consid�rer que si la magn�tisation a disparu � de nombreux endroits de la surface martienne apr�s 3,9 milliard d'ann�es, c'est tout simplement parce qu'il n'y avait plus de champ magn�tique � enregistrer.

La perte du champ magn�tique martien

Les g�ophysiciens savent que le noyau m�tallique des plan�tes g�n�re un champ magn�tique par effet dynamo (ce dernier pouvant �galement n�anmoins �tre produit par cristallisation de la graine). Pour que celui-ci puisse s'enclencher et perdurer dans le temps, des mouvements de convection sont n�cessaires. Une partie du noyau doit donc �tre liquide. Au sein de la colonne m�tallique liqu�fi�e, les temp�ratures doivent �tre diff�rentes entre sa base centrale et son sommet p�riph�rique. Au niveau du plancher, des temp�ratures importantes chauffent le liquide, et provoquent sa remont�e, et ce jusqu'au la limite ext�rieure, ou les temp�ratures baissent en intensit�. Le m�tal plus froid retombe alors vers le centre, avant d'�tre entrain� � nouveau vers le haut.

Pour qu'un contraste de temp�rature puisse se maintenir entre le centre du noyau et sa p�riph�rie, qui touche le manteau, il est n�cessaire que la surface du noyau soit refroidie, par dissipation thermique au niveau du manteau lui-m�me. Si le manteau ne permet pas � la chaleur de s'�vacuer vers la cro�te et l'espace, le diff�rentiel de temp�rature n�cessaire � la convection du noyau ne peut se maintenir, ce qui provoque l'arr�t de la convection, et donc de la dynamo, et finalement la d�sactivation du champ magn�tique. Or, le meilleur moyen pour le manteau de pouvoir refroidir la partie la plus externe du noyau est de poss�der lui aussi des cellules de convection, ph�nom�ne qui sur Terre va de pair avec la tectonique de plaque, mais qui pourrait aussi exister pour une plan�te mono-plaque.

Toute la question, � ce niveau, revient donc � savoir pourquoi Mars, contrairement � la Terre, n'a pas pu d�velopper une convection mantellique durable et homog�n�isante, ce qui aurait permis � la plan�te d'enclencher non seulement une tectonique de plaques, mais surtout un bouclier magn�tique global et permanent. L'une des explications les plus simples est de consid�rer que la plan�te �tait trop petite pour cela.

En plan�tologie, la taille vraiment fait la diff�rence. Une plan�te tire sa chaleur de deux sources principales : l'�nergie d�gag�e durant l'accr�tion primordiale, et l'�nergie lib�r�e par la d�composition radioactive d'�l�ments rentrant dans sa composition : uranium 238 (²³⁸U), thorium 232 (²³²Th) et potassium 40 (⁴⁰K). Une source de chaleur suppl�mentaire est apport�e par la radioactivit� d'�l�ments � courte p�riode, comme l'aluminium 26 (²⁶Al), et qui ont totalement disparu aujourd'hui (radioactivit� �teinte).

Pour �tre tout � fait pr�cis, il est important de noter que si les r�serves de chaleur internes d'une plan�te tirent leur origine de l'�nergie accumul�e au cours de l'accr�tion, ainsi que de celle lib�r�e par la d�composition radioactive de l'uranium, du thorium et du potassium, en surface, c'est l'�nergie solaire qui pr�domine, en conditionnant en particulier l'�volution de l'atmosph�re. Ainsi, l'int�rieur de la Terre lib�re environ 40 t�rawatts d'�nergie, tandis que durant le m�me temps, elle re�oit une quantit� d'�nergie mille fois plus �lev�e de la part du soleil.

A l'oppos� des sources de chaleur, une plan�te parvient � se refroidir par le biais de trois m�canismes : des mouvements de convection du manteau, c'est � dire une d�perdition de chaleur coupl�e � un transfert de mati�re, par conduction au travers de la cro�te (transfert d'�nergie sans d�placement de mati�re), et enfin par simple rayonnement dans l'espace (celui-l� m�me qui peut �tre r�cup�r� par effet de serre, pourvu que la plan�te dispose d'une atmosph�re poss�dant la bonne composition). Le bilan �nerg�tique interne d'une plan�te s'effectue donc en comparant la quantit� de chaleur disponible d'un c�t�, et l'efficacit� des processus de refroidissement de l'autre.

Plus la plan�te est grosse, plus son volume est important, et donc plus son stock d'�l�ments radioactifs, radiateurs naturels qui vont chauffer la plan�te au fil des d�sint�grations, est abondant. Au contraire, un astre de plus petite taille �puisera assez vite ses �l�ments chauffants, et finira alors in�vitablement par se refroidir dans sa masse. A un moment donn�, le m�canisme de convection mantellique s'arr�tera, avec les cons�quences que l'on sait (arr�t de la convection du noyau, et donc de la dynamo g�n�ratrice du champ magn�tique).

C'est le manteau qui d�termine le taux de refroidissement d'une plan�te, et par voie de cons�quence, si une plan�te poss�dera ou non un noyau m�tallique avec une activit� convective et un m�canisme de dynamo g�n�rateur d'un champ magn�tique. Si le noyau peut se refroidir suffisamment mais pas trop, alors il y aura une dynamo, mais s'il est trop chaud ou s'il ne parvient pas � se refroidir, alors il n'y aura pas de dynamo. Notons �galement qu'un refroidissement trop rapide du noyau (cristallisation de la plus grande partie de la sph�re m�tallique) peut stopper la dynamo et d�sactiver le champ magn�tique.

La cl� de l'�nigme : la taille de Mars ?

La taille faisant la diff�rence, nous sommes maintenant en droit de nous demander pourquoi Mars, une fois la phase d'accr�tion termin�e, s'est-t-elle retrouv�e avec un diam�tre deux fois inf�rieur � celui de notre plan�te la Terre, et une masse dix fois plus petite ?

Plusieurs hypoth�ses ont �t� mises en avant par les plan�tologues, et parmi celles-ci, l'une est particuli�rement troublante. Nous avons vu plus haut que les plan�tes ne se sont pas form�es l� o� elles orbitent actuellement, suite au ph�nom�ne de migration. Or certains sp�cialistes estiment qu'au d�but de la mise en place du syst�me solaire, � l'�poque o� les jeunes plan�tes croissaient par accr�tion, la plan�te Jupiter, qui est apparue avant tout le monde, s'est aventur�e l'air de rien jusqu'� une distance de 1,5 unit� astronomique, soit la position exacte de l'orbite de Mars. Sa pr�sence massive a �parpill� un tr�s grand nombre de plan�t�simaux, appauvrissant en particulier le secteur ou l'embryon de Mars �tait en constitution. La plan�te rouge avait donc autour d'elle un stock moindre de briques � partir desquelles grossir, contrairement � la Terre. La migration de Saturne vers le soleil a ensuite eu pour effet d'agripper Jupiter, et de forcer cette derni�re � revenir en arri�re. C'est le sc�nario dit du "Grand Tack", qui explique �galement tr�s bien la formation de la ceinture d'ast�ro�des.

Le destin de la plan�te rouge tient donc peut-�tre tout entier dans ce malheureux hasard, qui a voulu que Jupiter parvienne jusqu'� son orbite, et appauvrisse ce secteur en briques de construction que sont les plan�t�simaux. Trop peu massive, elle n'a peut-�tre pas pu atteindre la taille critique qui permet � une plan�te d'activer une convection mantellique durable, et plus important encore, un ph�nom�ne de dynano au niveau du noyau m�tallique liquide.

D'autres plan�tologues ont propos� une explication alternative pour l'arr�t de la dynamo. Celui-ci aurait �t� d� � un choc extr�mement violent avec un impacteur durant la phase de bombardement tardif (� l'image de celui postul� pour expliquer la dichotomie martienne et les petites lunes, voir plus haut). Un corps massif aurait frapp� Mars, en �levant sensiblement la temp�rature des couches sup�rieures du manteau, qui se sont alors retrouv�es � une temp�rature similaire � celle des couches profondes. Le contraste de temp�rature �tant annul�, la convection mantellique cesse d'elle-m�me. En profondeur, l'interface du noyau s'�chauffe, ce qui d�sactive � son tour la convection du liquide m�tallique, et donc au final la dynamo magn�tique.

L'�nigme de la plan�te rouge est donc li�e d'une mani�re ou d'une autre � Jupiter. La g�ante gazeuse, en emp�chant la plan�te de grossir suffisamment, puis en provoquant le bombardement tardif, s'est v�ritablement acharn�e sur Mars. Cela fait beaucoup pour un seul astre.

Ainsi, vers 4 milliards d'ann�es, le champ magn�tique martien s'�teint, et avec sa disparition, c'est tout le destin de l'atmosph�re qui se joue. N'�tant plus plac�e sous la protection de l'ombrelle magn�tique, la fragile couche d'air qui entoure la plan�te rouge commence � s'�chapper par l'espace, par le biais de diff�rents m�canismes. L'un des plus puissants n'est autre qu'un �pluchage par les particules tr�s �nerg�tiques �mises par notre soleil. Un second, tout aussi efficace, est li� aux impacts eux-m�mes. L'effroyable quantit� d'�nergie d�gag�e par la collision frontale d'un ast�ro�de de grande taille avec la plan�te peut effectivement souffler dans l'espace un volume consid�rable d'air, que la plan�te ne parviendra plus � remplacer, malgr� un volcanisme encore actif. A l'heure actuelle, sur la base de mesures isotopiques de l'hydrog�ne effectu�es par le rover Curiosity en action dans le crat�re d'impact Gale, les scientifiques estiment que Mars a perdu tr�s t�t dans son histoire une grande partie de son atmosph�re. Avec sa disparition, et l'arr�t du m�canisme d'effet de serre, les temp�ratures � la surface se sont mises � chuter, au point de finir par emp�cher l'eau de couler � l'�tat liquide.

Lorsque la phase du bombardement tardif se termine, vers 3,8 milliards d'ann�es, Mars n'est donc plus l� m�me. Frapp�e au cœur, l'astre se dirige vers une lente agonie g�ologique. Il est assez remarquable de penser que l'�ge � partir duquel une paix relative s'installe enfin dans le syst�me solaire, suite � la fin du bombardement tardif, correspond pr�cis�ment aux plus vieilles traces de vie trouv�es dans les roches terrestres. L'arr�t du bombardement est donc peut-�tre l'�v�nement qui donne le top d�part au d�veloppement de la vie sur notre plan�te. Au m�me moment, le vivant a peut-�tre �galement fait son apparition sur Mars, sans savoir que la plan�te �tait d�j� condamn�e.

Le dernier baroud d'honneur : l'Hesp�rien

L'arr�t du bombardement tardif signale sur Mars la fin de la p�riode noachienne, et le d�but d'une nouvelle �re g�ologique, que les plan�tologues ont nomm� Hesp�rien, en r�f�rence aux terrains de la r�gion d'Hesperia Planum, situ�e � l'int�rieur du gigantesque bassin d'impact d'Hellas.

L'�tude, depuis l'orbite et au sol, de la min�ralogie de la cro�te martienne (par les orbiteurs Mars Express et Mars Reconnaissance Orbiter, et les rovers am�ricains Spirit et Opportunity) ont permis d'affiner consid�rablement le visage de la p�riode hesp�rienne. Le taux de crat�risation n'est pas nul, et les impacts continuent de se produire, mais � un rythme plus faible.

L'Hesp�rien est une �poque de grande activit� volcanique, et de nombreux �difices se mettent en place, peut-�tre suite aux chocs re�us durant la phase de bombardement tardif. Les bouches volcaniques lib�rent dans l'atmosph�re d'�normes volutes de gaz, qui ne parviendront cependant pas � compenser la fuite de l'atmosph�re dans l'espace. Parmi les nombreuses compos�s crach�s par les volcans se trouvent des mol�cules soufr�es qui, en r�agissant avec l'eau, vont retomber au sol sous forme de pluies acides. Celles-ci vont lessiver les roches volcaniques et les alt�rer chimiquement pour former des sulfates. Le m�me m�canisme a lieu dans la cro�te, au niveau des nappes phr�atiques. Devenues acides par suite de la rencontre avec des fluides soufr�s �manant des chambres magmatiques, le front d'eau remonte sous l'effet de la hausse de temp�rature et vient baigner des roches qui s'alt�rent bient�t en sulfates. L'importance du soufre explique pourquoi cette p�riode de l'histoire g�ologique de Mars est aussi appel�e l'�ge sulfurique (Theiikien).

En surface, les temp�ratures ne sont plus suffisantes pour permettre � l'eau de s'�couler librement, et la formation des r�seaux de vall�es cesse, tandis que les r�servoirs d'eau superficiels g�lent. Cependant, � la faveur d'impacts d'ast�ro�des ou d'�ruptions volcaniques, des poches de glace souterraine se liqu�fient brutalement par endroit, en provoquant un effondrement sur lui-m�me du sol ainsi des �coulements cataclysmiques qui d�vastent tout sur leur passage, en laissant des cicatrices marquantes dans le paysage. C'est ainsi que se sont form�s les r�gions chaotiques et les vall�es de d�b�cle, dont les plus impressionnantes sont situ�es dans le secteur de Chryse Planitia et � l'est du bassin d'Hellas.

L'Hesp�rien est donc une p�riode marqu�e par un flux thermique important, une �re volcanique et acide qui se caract�rise par la mise en place de d�p�ts massifs de sulfates. Il se termine � 3,5 milliard d'ann�es.

Un monde de poussi�re rouge : l'Amazonien

A partir de 3,5 milliard d'ann�es jusqu'� nos jours, soit une p�riode de temps consid�rable, Mars rentre dans la derni�re p�riode de son histoire g�ologique, l'Amazonien, qui tire son nom des terrains plats et peu accident�s des plaines d'Amazonis, situ�es au nord de la plan�te. C'est une p�riode calme sur le plan des impacts. Ceux-ci continuent toujours de se produire, mais les chocs sont de plus en plus rares, et les impacteurs de plus en plus petits.

L'activit� volcanique se poursuit avec une intensit� moindre que celle qui caract�risait l'Hesp�rien, et est de plus en plus restreinte aux provinces de Tharsis et d'Elysium. Des �ruptions se produisent sur Olympus Mons, et dans l'h�misph�re nord, de tr�s nombreuses fissures rejettent des flots de lave qui vont s'�pancher dans les plaines, recouvrant les formations rocheuses sous-jacentes. Les derni�res �ruptions remonteraient � quelques centaines de millions d'ann�es, voir quelques dizaines de millions d'ann�es seulement pour des coul�es �mises par les plus petits �difices volcaniques. Autant dire que d'un point de vue g�ologique, la plan�te rouge est morte il y a tr�s peu de temps.

Des changements climatiques cycliques � longues p�riodes, li�s � des modifications chaotiques de l'obliquit� (l'inclinaison de l'axe de rotation de la plan�te, qui bascule donc sans crier gare, d'autant qu'il n'est pas stabilis� par la pr�sence d'une lune massive comme c'est le cas pour la Terre) ou de la distance entre la plan�te et le soleil laissent des traces prononc�es dans les paysages sous la forme de d�p�ts stratifi�s. R�guli�rement au cours de l'Amazonien, sur des p�riodes de centaines de milliers d'ann�es � plusieurs millions d'ann�es, Mars a pu connaitre de br�ves p�riodes de r�chauffement, au cours desquelles l'eau a sans doute de nouveau eu l'occasion de s'�couler en surface pendant un court laps de temps. Ainsi, des simulations num�riques montrent qu'il y a seulement quelques millions d'ann�es, l'obliquit� martienne est pass�e de 25� (valeur actuelle) � 45�, ce qui a d� entrainer un r�chauffement massif des glaces polaires, et un refroidissement des zones �quatoriales. Des traces d'activit� glaciaire ont �galement �t� observ�es � certains endroits, le long de la dichotomie entre les basses plaines du nord et les hauts plateaux du sud, autour de monts volcaniques, et � l'int�rieur des bassins d'impact d'Argyre et d'Hellas.

Mais l'Amazonien est d'abord et avant tout une p�riode �olienne, domin�e par des vents qui soufflent depuis des milliards d'ann�es, redistribuant � l'�chelle plan�taire le sable et les particules min�rales sur les �tendues d�sol�es et arides, recouvrant des territoires entiers sous un manteau de poussi�re, cr�ant et d�pla�ant des champs dunaires d'une singuli�re beaut�.

Enfin, lentement mais in�luctablement, les radiations en provenance du milieu galactique et du soleil vont exercer leur action d�bilitante sur la cro�te, d�truisant sournoisement la mati�re organique et les r�seaux cristallins des min�raux. Sous une atmosph�re t�nue, la surface subit une alt�ration tr�s superficielle, caract�ris�e par une oxydation tr�s lente qui forme des grains d'oxydes de fer anhydre de taille nanom�trique. Cette oxydation n'a pas encore affect�e toute la plan�te, et les plan�tologues estiment que pr�s de la moiti� de la surface n'a pas encore �t� r�ellement touch�e par ce processus. Plusieurs milliards d'ann�es suppl�mentaires seront encore n�cessaire avant que ce rougissement n'ait affect� l'ensemble du globe martien. Reste que malgr� cette oxydation incompl�te, la distribution, par les vents et les temp�tes, de la poussi�re � l'�chelle plan�taire est parvenu � donner � Mars sa teinte si caract�ristique. Alors que le Noachien se caract�risait d'un point de vue min�ralogique par des d�p�ts argileux, et que l'Hesp�rien �tait d�fini par l'accumulation de roches sulfat�es, l'Amazonien est une p�riode color�e, au sens propre et au sens figur�, par la formation d'oxydes de fer anhydres (sans eau), qui vont donner � la plan�te sa couleur carmine caract�ristique, d'o� le nom d'�ge du fer (sid�rikien) donn� �galement � cette p�riode.

D'un point de vue g�ologique, Mars est vraisemblablement morte il y quelques millions d'ann�es, et m�me s'il n'est pas exclu que l'on puisse un jour assister � une timide �ruption volcanique, l'astre a d�sormais perdu sa force vitale. Les changements qui peuvent se produire suite au basculement de la plan�te sur son axe de rotation, ou � cause d'une modification de son orbite (variation de l'excentricit�), peuvent continuer � enclencher des ph�nom�nes climatiques qui n'ont rien de n�gligeable, comme la fonte des calottes ou une alt�ration majeure de la circulation atmosph�rique, mais ces sursauts d'activit� ne sont en rien comparables au dynamisme g�ologique de la Terre.

Gr�ce au rayonnement solaire et aux diff�rences de pression et de temp�rature que ce dernier fait na�tre dans l'atmosph�re, le vent continue �galement de souffler sur Mars. Ann�e apr�s ann�e, les champs dunaires se d�placent, des temp�tes de poussi�res recouvrent temporairement le globe d'un voile obscur et imp�n�trable, des avalanches de sable et de particules min�rales d�valent des versants abruptes, et des coul�es d'eau sal�e suintent le long de falaises rocheuses, en formant des train�es sombres semblables � des larmes.

Reste que cette agitation de surface n'est qu'un leurre, le brouillard trouble d'une illusion, car en profondeur, quelque chose a arr�t� d�finitivement de battre. Le feu int�rieur ne br�le plus. Contrairement � la Terre, dont les continents et les oc�ans n'ont de cesse de modifier leur relation les uns avec les autres par l'interm�diaire de la tectonique des plaques, m�canisme central de la g�ologie qui fait bouger en permanence les fragments lithosph�riques, Mars est une plan�te � jamais fig�e dans la poussi�re. M�me si l'�rosion �olienne continue de grignoter les reliefs, ceux-ci n'�volueront gu�re plus au cours des prochains milliards d'ann�es.

La destin�e cosmique de Mars

A l'heure actuelle, le destin de notre syst�me solaire est enti�rement gouvern� par celui de notre soleil, et celui de Mars est donc totalement li� � ce dernier, sauf si l'on consid�re un facteur inattendu dans l'�volution plan�taire: l'homme. Nous allons donc �tudier deux grands sc�narios : celui de la destin�e probable, naturelle, de la plan�te rouge, et un second, plus grandiose, �crit avec la plume ardente de l'imagination.

Avec un �ge honorable de 4,5 milliard d'ann�es, le soleil a atteint le milieu de son existence, une vie calme et pos�e, compar�e au destin de bien d'autres �toiles plus turbulentes, qui l'a amen� � traverser tranquillement la s�quence principale du diagramme d'Hertzsprung-Russel, qui n'est autre qu'une classification graphique et �l�gante des soleils de l'Univers. Avec le passage des milliards d'ann�es, et tandis qu'il �puise ses r�serves d'hydrog�ne, notre soleil va enfler comme un ballon de baudruche, tout en devenant de plus en plus chaud. Cette inflation va avoir pour effet de repousser la zone d'habitabilit�, c'est � dire le secteur situ� autour du soleil au sein duquel l'eau peut se maintenir � l'�tat liquide, et o� les conditions sont globalement propices � la vie. L'inconv�nient, c'est que les conditions climatiques vont se d�t�riorer sur Terre, tandis qu'au contraire, elles vont s'am�liorer sur Mars, la plan�te rouge b�n�ficiant alors de l'accroissement de l'�nergie d�gag�e par le soleil.

Dans approximativement 1,5 milliard d'ann�es, l'eau ne pourra d�j� plus exister � l'�tat liquide sur notre globe, ce qui conduira � l'extinction g�n�ralis�e de la tr�s grande majorit� des formes de vie. Les oc�ans seront vaporis�s, et l'injection de vapeur d'eau dans l'atmosph�re, une mol�cule � effet de serre, acc�l�rera encore la cuisson de la plan�te. La plan�te Mars, au contraire, subira une terraformation naturelle : le dioxyde de carbone stock� sous forme de glace s�che dans les calottes polaires ainsi que dans le sous-sol viendra densifier l'atmosph�re, augmentant l'effet de serre, tandis que la glace d'eau se mettra � fondre, enclenchant un cycle de l'eau, avec des ruiss�lements, de l'�vaporation et des pr�cipitations sous forme de pluie ou de neige.

Comme si cela ne suffisait pas, un milliard d'ann�es plus tard (soit 2,5 milliard d'ann�es � partir de maintenant), notre galaxie toute enti�re, la Voie Lact�e, va entrer en collision avec la galaxie d'Androm�de, que l'on peut apercevoir assez facilement aux jumelles dans la constellation du m�me nom, lorsque le ciel nocturne est d�gag�. Les galaxies �tant des regroupements de centaines de milliards de soleils, on a peine � imaginer l'ampleur d'un tel cataclysme. Durant le choc entre les deux disques galactiques, il est possible que notre syst�me solaire entier, soleil et plan�tes, soit arrach� � la Voie Lact�e et captur� par Androm�de. Les plan�tes continueront cependant � orbiter comme elles l'ont toujours fait autour de notre soleil, m�me si celui-ci change de domicile galactique.

Contrairement � ce qu'il fut au d�but, les mod�les th�oriques pr�disent que le syst�me solaire sera extr�mement stable sur le long terme, et sur des p�riodes de plusieurs milliards d'ann�es, comme celle que nous venons de traverser, il n'existe pratiquement aucun risque de collision entre les plan�tes, ou d'�jection d'un astre hors de la sph�re d'influence gravitationnelle du soleil. Cependant, � partir de 5 milliards d'ann�es dans le futur, l'excentricit� de Mars pourrait atteindre la valeur de 0,2, et son orbite croiserait alors celle de la Terre, avec une possibilit� de collision entre les deux astres qu'il n'est pas possible de n�gliger.

Encore plus loin dans le futur, soit 5 � 7 milliards d'ann�es � compter d'aujourd'hui, le soleil commencera � consumer l'hydrog�ne situ� autour de son cœur chaud, ce qui le conduira � sortir de la s�quence principale pour bifurquer vers le stade de g�ante rouge. Parvenu � ce stade critique de son �volution, notre �toile gonflera dans des proportions consid�rables, et engloutira V�nus et la Terre, qui finiront incin�r�es, tandis que Mars sera simplement calcin�e. Il est cependant possible que repouss�s sur des orbites plus �loign�es par l'augmentation de taille du soleil, certains astres parviennent � �chapper � la voracit� de l'�toile. Au cours de cette p�riode, Titan, satellite de Saturne, pourrait alors devenir habitable � son tour.

Finalement, apr�s s'�tre transform�e en g�ante rouge, notre �toile, ayant �puis� son hydrog�ne, se mettra � br�ler de l'h�lium en d�sespoir de cause, ce qui causera sa perte. Lors d'�v�nements d'une violence inou�e, son enveloppe ext�rieur sera �ject�e dans l'espace, en formant une n�buleuse plan�taire, vaste nuage de gaz et de poussi�re entourant un objet petit, froid et tr�s massif, reste du cœur autrefois vivant de l'�toile, que les astronomes appellent naine blanche.

Du syst�me solaire, il ne restera donc rien d'autre qu'un cadavre d'�toile ayant lib�r� sa mati�re dans un dernier baroud d'honneur, et autour duquel tournoieront encore des astres esseul�s et solitaires. Le temps s'�coulera pendant une �ternit� sans que plus rien ne se produise, � part la lente rotation du cort�ge fun�bre autour du cœur galactique. Jusqu'au jour o� le passage d'une �toile proche d�tachera l'une ou l'autre des plan�tes, qui finiront alors par errer � jamais dans le n�ant obscur et glac� du cosmos. Il est tout � fait possible que Mars termine ainsi sa vie, vagabond calcin� lanc� dans une course aveugle et sans fin au milieu des ab�mes cosmiques.

Comme nous pouvons le voir, les �toiles et les plan�tes, � l'instar des hommes, poss�dent �galement des destins quelque peu tortur�s et inqui�tants. Et il est donc tout � fait possible que l'humanit� se r�volte contre cette condition qui peut sembler injuste et d�sesp�rante, et d�cide de sauver le berceau de vie qu'est la Terre, si celle-ci n'a pas �t� d�truite avant par notre propre folie, ou Mars si nous sommes parvenus � �tablir des colonies sur ce monde, peut-�tre pour fuir la d�gradation des conditions de vie sur notre plan�te m�re, que ce soit par la faute de notre inconscience, ou suite au r�chauffement progressif du soleil le long de la s�quence principale du diagramme d'Hertzsprung-Russel.

Nous entrons ici de plein fouet dans le second sc�nario, celui o� les hommes d�cident de lutter contre l'�volution in�luctable et naturelle du syst�me solaire selon les lois de la Nature, et il nous faut alors quitter la science, pour le domaine de la science-fiction. En fonction de ce que nous venons de d�crire, l'id�e serait, pour lutter contre le gonflement du soleil et l'augmentation des temp�ratures, de d�placer la Terre ou Mars de leur orbite, pour suivre la zone d'habitabilit�, tandis que celle-ci se d�placera vers le syst�me solaire externe et les plan�tes gazeuses.

Quelles technologies pourrions-nous utiliser pour bouger des corps aussi massifs que des plan�tes ? Seuls les auteurs de science-fiction peuvent r�pondre � cette question, et sur le sujet, l'œuvre la plus marquante est sans doute celle de Greg Bear, qui, avec l'envol de Mars, nous a offert une œuvre d'anticipation magnifique, ou la tr�s haute technologie se combine � la po�sie. Je vous laisse d�couvrir par vous-m�me dans quelles conditions les hommes se mettent � r�ver de pouvoir mouvoir � volont� la plan�te rouge, et par quel moyen fantastique ils vont y parvenir, tant il serait dommage de d�voiler ici le cœur de l'intrigue d'un aussi beau roman.

Selon l'hypoth�se de la n�buleuse solaire, propos�e pour la premi�re fois par Pierre Simon Laplace en 1796, le syst�me solaire se serait form� par la condensation d'un fragment d'un immense nuage de gaz et de poussi�re (d'une taille de plusieurs dizaines d'ann�es lumi�res) en cours de dislocation. Le cœur du fragment se serait contract� pour donner naissance � une �toile (notre soleil), tandis que les diff�rentes plan�tes seraient sorties du n�ant dans la p�riph�rie tourbillonnante du maelstr�m (Cr�dit photo : NASA).

Au sein du disque d'accr�tion, des particules de roche, de m�tal ou de glace tourbillonnent dans du gaz et s'agglutinent pour former des fragments qui deviennent de plus en plus gros, et que l'on appelle plan�t�simaux. C'est � partir de ces briques de base que les plan�tes vont pouvoir appara�tre. Dans le disque protoplan�taire, en fonction de la distance � l'�toile, les �l�ments chimiques et les mol�cules disponibles pour former les plan�tes ne seront pas les m�mes. C'est ce qui explique la grande diff�rence entre les plan�tes � surface solide, que l'on appelle aussi telluriques, compos�es de roches (silicates) et de m�taux, comme Mars, la Terre, V�nus et Mercure, et les plan�tes g�antes du syst�me solaire externe, entour�es de leur cort�ge de satellites glac�s, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune (Cr�dit photo : Don Dixon).

A sa naissance, le syst�me solaire est un milieu d'une violence colossale. A chaque seconde, un nombre incalculable de collisions se produisent, avec des cons�quences parfois d�vastatrices. Par pur hasard, Mercure, V�nus, Mars et la Terre sont sorties vainqueurs d'une course � la masse. Dans un milieu extr�mement chaotique, fait de collisions destructrices et d'agglom�rations fortuites, chaque plan�te luttait pour grossir, au d�triment des autres corps en formation (Cr�dit photo : droits r�serv�s).

Comme la Terre, la plan�te Mars est n�e il y a 4,6 milliards d'ann�es, dans le nuage turbulent et chaotique de poussi�re qui entourait notre �toile, le soleil. La collision et l'agr�gation d'un nombre consid�rable de fragments rocheux, les plan�t�simaux, ont donn� naissance � une sph�re de grande taille en fusion, un embryon plan�taire, et dont la gravit� ne cessait d'attirer d'autres objets, ast�ro�des et com�tes, qui venaient donc augmenter in�luctablement son diam�tre (Cr�dit photo : droits r�serv�s).

Les chondrites carbon�es appartenant au groupe Ivuna (CI) repr�sentent le mat�riau de r�f�rence en cosmo-chimie, et d�finissent l'abondance cosmique des �l�ments chimiques dans notre syst�me solaire (pour les passionn�s, la photo ci-dessus repr�sente en fait une tranche polie de la m�t�orite Allende, une CV3). Les chondrites carbon�es CI sont les plus primitives de toutes les m�t�orites. Leur composition chimique est pratiquement identique � celle du soleil (� l'exception de l'hydrog�ne et de l'h�lium, gaz tr�s volatils, et qui ont donc tendance � partir tr�s rapidement). Ce mat�riel m�t�oritique n'est autre que le mat�riel de base avec lequel les plan�tes du syst�me solaire ont �t� fabriqu�es par la Nature. Or, si l'on regarde la composition de la cro�te terrestre (oc�anique ou continentale), on s'aper�oit vite que sa composition n'a rien � voir avec celle des chondrites CI. C'est la m�me chose pour le manteau et le noyau. Un m�canisme bien particulier, ayant agi au niveau plan�taire, a donc s�par� de fa�on significative les �l�ments du mat�riel chondritique. C'est la diff�rentiation (cr�dit photo : Matteo Chinellato/CC BY 3.0).

Le m�canisme de diff�rentiation plan�taire est similaire � celui des haut-fourneaux, dans lesquels on enfourne du minerai de fer (g�n�ralement des oxydes de fer) et de la coke (une sorte de charbon). Sous l'effet de la chaleur, le minerai de fer rentre en fusion tout en subissant une r�duction. Le m�tal pur tombe au fond (c'est la fonte, qui rappelle ainsi le noyau m�tallique des plan�tes), tandis que les �l�ments plus l�gers, les silicates, surnagent pour former le laitier (analogue au manteau et � la cro�te). Enfin, les gaz qui s'�chappent simulent une atmosph�re en formation (cr�dit photo : Larousse).

Mars �merge du disque d'accr�tion � une distance du soleil sup�rieure par rapport � la Terre. La zone dans laquelle l'astre s'est assembl� est plus riche en soufre et en �l�ments volatils. La plan�te rouge poss�dera donc plus de soufre que la Terre (� la fois dans la cro�te et dans le noyau), et le fer y sera plus oxyd�. V�ritable boule de magma, chauff�e au rouge par l'�nergie d�gag�e par l'accr�tion ainsi que par la d�composition d'�l�ments radioactifs (uranium, thorium et potassium), l'astre va se diff�rencier entre trois couches : un noyau m�tallique liquide, d'o� �mergera un champ magn�tique, un manteau silicat� (en brun sombre sur le sch�ma) et une cro�te ext�rieure rocheuse assez fine. C'est le processus de diff�rentiation, m�canisme fondamental de la formation des corps plan�taires (Cr�dit photo : droits r�serv�s).

Comme toutes les plan�tes � surface solide du syst�me solaire, Mars est organis�e en couche. De nombreuses inconnues demeurent cependant quant � sa structure interne exacte. En l'absence de mesures sismiques (en cours d'acquisition par le sismom�tre SEIS de la sonde InSight), essentielles pour lever les doutes, les g�ophysiciens ne peuvent pour l'instant qu'estimer grossi�rement la taille du noyau, son �tat (enti�rement liquide, ou avec une graine centrale solide et une couche ext�rieure liquide), l'�paisseur du manteau et la pr�sence d'interfaces et d'h�t�rog�n�it�s en son sein, ou encore l'�paisseur et la composition de la cro�te (Cr�dit photo : CNES).

Au tout d�but de son histoire, Mars a probablement subi une collision avec une protoplan�te d'une taille consid�rable. L'impact serait responsable de la fameuse dichotomie martienne, ainsi que de l'apparition des lunes Phobos et Deimos (Cr�dit photo : LABEX UnivEarths).

Sur les plan�tes � surface rocheuse comme Mars ou la Terre, l'eau n'est pas apport�e par l'accr�tion des plan�t�simaux, mais par la chute de certains ast�ro�des et de com�tes, qui sont constitu�s en grande partie de glace d'eau. L'image ci-dessous montre la com�te 67P/Tchourioumov-Gu�rassimenko, photographi�e par la sonde europ�enne Rosetta (Cr�dit photo : ESA/Rosetta/NAVCAM).

Apr�s leur formation, Mars et la Terre devaient partager de nombreux points communs : des continents et de l'eau liquide en surface, une atmosph�re �paisse et chauffante de dioxyde de carbone g�n�r�e par une activit� volcanique intense, ainsi qu'un bouclier magn�tique capable de faire front au vent solaire. Si l'on avait pu observer, comme sur cette vue d'artiste, ce � quoi ressemblait Mars � cette p�riode, nul doute qu'elle aurait ressembl�e de fa�on frappante � la Terre. Une diff�rence cependant saute tout de suite aux yeux : la taille. Mars est en effet deux fois plus petite que notre plan�te. La tectonique de plaques, qui fracture et fait bouger des plaques de cro�te, est aussi absente (Cr�dit photo : droits r�serv�s).

Apr�s 4,5 milliard d'ann�es d'�volution, force est de constater que les deux astres ont connu des destins radicalement diff�rents. Sur Terre, la vie est apparue vers 3,8 milliard d'ann�es, et n'a cess� d�s lors de se d�velopper, pour aboutir � une diversit� �poustouflante. Mars, au contraire, n'est plus qu'un vaste d�sert froid, m�lancolique et monotone, � la surface rouill�e, recouverte par une couche de poussi�re rouge�tre et oxyd�e. Terrible destin que celui de cet astre, qui a b�n�fici� du m�me d�part que la Terre, mais dont la vitalit� et le potentiel ont �t� coup�s net, laissant le corps plan�taire � l'agonie. Que s'est-t-il donc pass� pour que Mars suive un chemin aussi diff�rent que notre plan�te, alors que les deux astres sont sortis de la m�me n�buleuse, � une distance similaire du jeune soleil ? (Cr�dit photo : droits r�serv�s).

La premi�re partie de l'histoire g�ologique de Mars s'appelle le Noachien, et s'�tend de 4,5 � 4 milliards d'ann�es environ. A cette �poque, Mars dispose d'un champ magn�tique, d'une atmosph�re �paisse qui permet � l'eau liquide d'�tre stable, et de former des rivi�res (ci-dessus), des fleuves, des lacs et pourquoi pas des mers et des oc�ans. De nombreux d�p�ts argileux se mettent en place, suite � l'alt�ration de roches basaltiques. Le d�me volcanique de Tharsis bombe la cro�te martienne, qui s'ouvre un peu plus loin sous le jeu des contraintes tectoniques pour donner naissance aux ab�mes de Valles Marineris. Le bombardement m�t�oritique et com�taire est intense, et laisse de nombreuses cicatrices sous la forme de crat�res d'impact, qui subissent une �rosion rapide. Aujourd'hui, il reste environ 50 % de la surface noachienne, ce qui est �norme si on compare ce chiffre � ce que la Terre a gard� de sa lointaine jeunesse, et ce qui explique l'attrait irr�sistible qu'exerce Mars sur les plan�tologues. Le reste des terrains noachiens martiens a �t� �rod�, remodel� ou enfoui sous des coul�es de lave et des d�p�ts plus r�cents. L'importance du r�le de l'eau liquide au Noachien est un sujet toujours controvers�, mais par rapport � ce qui va suivre, cette p�riode est une sorte de paradis pour la plan�te rouge (Cr�dit photo : NASA/JPL).

Carte de la magn�tisation de la cro�te martienne r�alis�e par l'instrument MAG/ER de la sonde Mars Global Surveyor, prouvant l'existence d'un champ magn�tique il y a des milliards d'ann�es sur Mars, puis sa disparition brutale. La source du champ est confin� dans la partie la plus externe de la cro�te (� quelques dizaines de kilom�tres de profondeur tout au plus). Il s'agit d'une magn�tisation fossile crustale de haute intensit�, pr�serv�e par les min�raux magn�tiques des roches volcaniques. Les lin�ations, dues � des inversions de la polarit� du champ magn�tique, sont �tonnantes. Elles rappellent clairement les z�brures magn�tiques que l'on retrouve sur le plancher oc�anique terrestre, et semblent t�moigner de l'amorce d'un m�canisme de type tectonique de plaques sur la jeune Mars. D'autres explications peuvent cependant �tre avanc�es pour expliquer les bandes de polarit� oppos�e. Notez l'absence de magn�tisation au niveau des grands bassins d'impact d'Hellas, d'Isidis et d'Argyre, pourtant tr�s vieux. La cause de la disparition du champ magn�tique il y a 4 milliard d'ann�es demeure un myst�re, m�me si des indices permettent d'esquisser quelques hypoth�ses int�ressantes. Cliquez sur l'image pour l'agrandir (cr�dit photo : Connerney et al, 2005).

A la fin du Noachien, entre 4 et 3,8 milliard d'ann�es, Mars, comme les autres plan�tes du syst�me solaire, est � nouveau bombard�e par une nu�e d'ast�ro�des et de com�tes. Cette phase, dite de grand bombardement tardif, est due � une instabilit� massive provoqu�e par les g�antes gazeuses Jupiter et Saturne, qui sont entr�es en r�sonance orbitale. L'enfer s'abat � nouveau sur les mondes, mettant �ventuellement fin aux premi�res formes de vie qui auraient pu appara�tre. Affect�e par le bombardement tardif, la Terre s'en sortira. Mars, au contraire, est bless� mortellement. La disparition du champ magn�tique global semble en effet co�ncider avec la phase de bombardement tardif. Simple hasard ou co�ncidence troublante ? (cr�dit photo : droits r�serv�s).

Le champ magn�tique, g�n�r� par les mouvements de convection qui animent le noyau m�tallique liquide, est fondamental pour l'�volution d'une plan�te. Cette ombrelle invisible en forme de bouclier prot�ge effectivement la surface et l'atmosph�re d'un bombardement incessant de particules �nerg�tiques, venant du fin fond du Cosmos, mais aussi et surtout de notre �toile, le Soleil. Ce dernier lib�re effectivement un vent solaire suffisamment puissant pour d�caper les atmosph�res plan�taires, si rien ne vient s'y opposer. En perdant son champ magn�tique tr�s t�t dans son histoire, Mars a �t� livr�e pieds et poings li�s � cet ennemi sournois (Cr�dit photo : droits r�serv�s)

Ne pouvant plus b�n�ficier d'un champ magn�tique protecteur, la plan�te Mars est expos�e de plein fouet au vent solaire, qui abrase l'atmosph�re. Sans cette couche d'air providentielle, constitu�e en grande majorit� par un gaz � effet de serre, le dioxyde de carbone, la surface martienne se refroidit et les temp�ratures deviennent glaciales, mettant un terme presque d�finitif � l'existence de l'eau liquide (Cr�dit photo : droits r�serv�s).

En plus du d�capage par le vent solaire, une partie de l'atmosph�re martienne est �galement souffl�e dans l'espace par les impacts, qui redeviennent abondants lors de la phase de bombardement tardif entre 4 et 3,8 milliard d'ann�es (Cr�dit photo : droits r�serv�s).

Durant l'Hesp�rien, qui fait suite au Noachien et qui s'�tend de 3,9 � 3,5 milliard d'ann�es, la plan�te Mars se refroidit, suite � la disparition de l'atmosph�re. Malgr� une activit� volcanique exacerb�e, celle-ci ne parvient pas � se reconstituer. Les temp�ratures chutent et l'eau prend en glace. Les �ruptions volcaniques remod�lent une large partie de la surface par le biais de coul�es, et lib�rent d'immenses quantit�s de compos�s soufr�s. L'un d'eux, l'acide sulfurique, provoque une alt�ration chimique des roches, et la formation d'importants d�p�ts de sulfates. La chaleur d�gag�e par les volcans induit parfois la fonte massive de lentilles de glace, qui d�clenchent des d�b�cles d�vastatrices, et dont on retrouve encore aujourd'hui les traces spectaculaires en surface. Lentement mais surement, les conditions �voluent dramatiquement et la surface devient de plus en plus inhospitali�re (cr�dit photo : Michael Carroll).

L'Amazonien, qui dure depuis 3,5 milliards d'ann�es, est une p�riode calme. L'atmosph�re, tr�s fine, a transform�e la surface en un d�sert froid. Aride et dess�ch�e, la plan�te est balay�e par les vents et les temp�tes, qui soul�vent une poussi�re fine, oxyd�e, et riche en fer. Quelques changements climatiques, due � la bascule de l'axe de rotation de Mars (non stabilis� par la pr�sence d'une lune massive, contrairement � la Terre), et � des modifications orbitales, peuvent provoquer par moment un bref retour de climats plus chauds et humides. Pourtant, force est de constater que, d'un point de vue g�ologique, Mars est � l'agonie (cr�dit photo : Chesley Bonestell).

Vue d'artiste de la plan�te rouge durant l'Amazonien : Mars n'est plus qu'un immense d�sert plan�taire, un monde fig� dans le froid et la poussi�re (cr�dit photo : droits r�serv�s).