Nous l'avons d�j� vu en de nombreuses occasions (voir par exemple le chapitre consacr� � l'eau sur Mars), la plan�te rouge a du conna�tre dans sa jeunesse un climat bien plus chaud et humide que celui qui pr�vaut actuellement. De nombreuses r�gions de Mars portent encore la trace d'�coulements liquides, comme les r�seaux de vall�es de l'h�misph�re sud ou les chenaux d'inondations qui bordent le flanc nord de Valles Marineris. Pour expliquer les chenaux d'inondations par exemple, il faut faire intervenir des inondations cataclysmiques. Des inondations qui ont sans doute �t� provoqu�es par la fonte brutale et massive de larges quantit�s de glace du sous-sol, suite � des �ruptions volcaniques, des impacts m�t�oritiques ou une forte activit� tectonique. Si une grande quantit� d'eau s'est peut �tre accumul�e dans les canyons de Valles Marineris, la majeure partie s'est ru�e vers les plaines volcaniques de l'h�misph�re nord, comme celle de Chryse Planitia. Effectivement, les terrains de l'h�misph�re sud sont situ�s quelques kilom�tres plus haut que ceux de l'h�misph�re nord, et cette pente explique que l'�coulement d'eau se produise globalement du nord vers le sud. A l'issue des inondations, l'eau s'est peut �tre enfonc�e dans le sous-sol avant de se transformer en glace, mais elle a pu �galement former des lacs �ph�m�res, avant de s'�vaporer d�finitivement dans l'atmosph�re.

Une hypoth�se audacieuse

Il existe cependant une hypoth�se beaucoup plus grandiose. Il est fort possible que les immenses quantit�s d'eau qui se sont d�vers�es pendant des millions d'ann�es dans la cuvette de l'h�misph�re nord, v�ritable r�ceptacle � l'�chelle plan�taire des eaux martiennes, aient fini, avec le temps, par former un oc�an. Un oc�an qui porte le nom d'Oceanus Borealis. Un oc�an qui occupait les principales plaines nordiques (en latin Planitia), il y a de cela 1 � 3 milliards d'ann�es : Utopia Planitia, Chryse Planitia, Acidalia Planitia, Arcadia Planitia, Amazonis Planitia.

Avec un volume deux fois sup�rieur � celui de l'oc�an arctique terrestre, il recouvrait un sixi�me de la superficie de la plan�te. Sa pr�sence devait contribuer � adoucir le climat martien et il a donc agit de mani�re sensible sur l'environnement de la plan�te rouge. Il n'est pas exclu qu'avant de dispara�tre d�finitivement (on ne sait pas encore comment !), sa surface se soit recouverte de glace, retardant pour quelques temps encore la sublimation des couches d'eau profondes. Pour avoir une petite id�e de l'aspect que Mars devait avoir � cette �poque, jetez un coup d'œil au magnifique dessin de Michael Carroll qui illustre le chapitre sur la terraformation.

L'id�e d'un oc�an martien a �t� propos�e d�s 1973 par Henry Faul (de l'Universit� de Pensylvanie), mais les preuves �taient maigres et cette hypoth�se fascinante est tomb�e dans l'oubli. C'est seulement 10 ans plus tard, en 1989, apr�s un examen intensif d'images � hautes r�solutions fournies par les sondes Viking, que l'oc�an martien a �t� consid�r� non plus comme une id�e farfelue mais comme un sujet � prendre au s�rieux. Sur les images, des structures rappelant un ancien littoral sont apparues. Un g�ologue, Tim Parker, avait en fait not� deux lignes de rivage distinctes. La premi�re pouvait repr�senter les limites d'un ancien oc�an. La deuxi�me, situ�e � l'int�rieur de la premi�re, pouvait �tre assimil�e � la limite d'une �tendue d'eau plus petite et plus r�cente, sans doute issue de la r�gression du premier oc�an. Bien plus intriguant encore, les lignes bris�es du pr�tendu rivage semblaient encercler les plaines de l'h�misph�re nord.

L'apport de Mars Global Surveyor

Malheureusement, notre littoral ne fut pas aussi convaincant que les r�seaux de vall�es ou les chenaux d'inondations, preuves �videntes et non contest�s de l'�coulement d'eau liquide sur Mars � une �poque recul�e. Mars Global Surveyor est donc arriv� � point nomm� pour essayer de r�gler la question de l'oc�an martien. Des images � tr�s hautes r�solutions des r�gions ou l'on croit apercevoir des traces d'un ancien rivage et des mesures altim�triques tr�s pr�cises de l'h�misph�re nord obtenues gr�ce � son altim�tre laser allaient apporter une foule de nouvelles donn�es, utiles pour d�m�ler l'�cheveau du soi disant oc�an martien.

Le niveau de la mer

Une confirmation spectaculaire en faveur de l'existence de l'oc�an martien serait de prouver que les littoraux visibles dans l'h�misph�re nord peuvent �tre assimil�s � un niveau de r�f�rence bien connu sur Terre, le niveau de la mer, qui fixe par convention l'origine des altitudes. Si aucun mouvement vertical du � une activit� tectonique ou aucune d�formation ne sont venus perturber la topographie de l'h�misph�re nord, alors l'altitude de tous les points appartenant � une ligne de rivage doit �tre la m�me, quelle que soit la longitude.

Une analyse d�taill�e a donc �t� r�alis�e par l'altim�tre de Global Surveyor sur des bords pr�sum�s de l'oc�an martien. Il est important de noter ici que les structures que l'on a identifi� comme �tant des lignes de rivages pourraient bien avoir une nature totalement diff�rente. Le risque de confondre le bord de l'ancien oc�an avec des caract�ristiques de la surface martienne qui n'ont rien � voir avec un relief c�tier n'est pas nul. De la m�me mani�re, il est fort possible que certaines lignes de rivage n'aient pas encore �t� identifi�es comme telles.

Certaines parties des deux lignes de contact de Tim Parker ont �t� pass�es au crible pour l'occasion. L'�tude a �t� men�e en particulier par le g�ologue am�ricain James Head. J'ai eu la joie d'assister � une conf�rence ou James Head exposait ses travaux � l'occasion du symposium international sur le programme d'exploration de Mars et les missions de retour d'�chantillons qui s'est tenu � Paris au d�but du mois de f�vrier 1999. Avec des vues en image de synth�se spectaculaires, un discours clair et pr�cis, un sujet v�ritablement passionnant expos� par un g�ologue c�l�bre, c'�tait un vrai plaisir !

Mais revenons � nos lignes de contact. La premi�re, nomm�e "contact n�1" se confond souvent avec l'escarpement qui s�pare les hauts plateaux de l'h�misph�re sud des basses plaines de l'h�misph�re nord. Ce contact a du se former il y a 2 milliards d'ann�es ou plus, pendant l'Hesp�rien. Le deuxi�me contact, appel� sans surprise "contact n�2" est plus jeune mais aussi plus bas que le contact n�1.

D'apr�s les mesures de l'altim�tre laser de Global Surveyor, le contact n�1 n'est pas un aussi bon candidat que pr�vu pour la recherche d'un "niveau de la mer" martien. Il conna�t effectivement des soubresauts un peu trop importants pour une ligne droite. Mais malgr� la dispersion des mesures, une tendance ne peut �tre ignor�e. Les points pr�sentant l'altitude la plus �lev�e pour le contact n�1 sont situ�s � proximit� du d�me de Tharsis, une r�gion de Mars qui a connu un soul�vement particuli�rement important. Si le contact n�1 �tait une ligne de rivage, il a donc pu �tre d�form� � certains endroits par une activit� tectonique de grande ampleur, comme celle qui a donn� naissance au d�me de Tharsis. Une inclinaison de la ligne du contact n�1 est �galement visible pr�s d'Acidalia Planitia et de Chryse Planitia. On observe �galement une forte corr�lation dans les d�formations subies par les deux contacts. Le contact n�2 semble avoir subi les m�mes outrages que le contact n�1, en particulier pr�s d'Acidalia Planitia et de Chryse Planitia. Malgr� tout, l'ampleur des variations d'altitude tout au long du parcours du contact n�1 (11 km) est telle que ces variations ne peuvent pas �tre mises uniquement sur le compte d'une d�formation verticale de la cro�te martienne. On consid�re donc que le contact n�1 n'est pas assimilable � une ligne de rivage, m�me si le doute est permis.

Le contact n�2 est beaucoup plus proche d'une ligne droite, avec une variation d'altitude qui n'exc�de pas les 4,7 km. Il semble avoir �t� plus �pargn� par l'activit� g�ologique de Mars que le contact n�1. Les plus grandes variations d'altitude ont lieu au niveau d'Elysium, de Tharsis et d'Arabia, des r�gions qui ont connu une forte activit� tectonique dans le pass� de la plan�te rouge. Ces trois r�gions comptabilisent 75 % de la variabilit� totale des altitudes du contact n�2.

Notons que les d�formations subies par les soi-disant lignes de rivages seront tr�s pr�cieuses pour se faire une id�e des d�formations subies par le globe martien au cours de son histoire, des informations qu'il ne serait pas possible d'obtenir autrement.

Des plaines martiennes aux fonds abyssaux

Apr�s l'analyse des donn�es altim�triques obtenues pendant la prolongation de la phase d'a�rofreinage de Mars Global Surveyor, on s'est rendu compte que les terrains de l'h�misph�re nord (et en particulier ceux occup�s par l'hypoth�tique oc�an) �taient parmi les plus plats et les plus monotones du syst�me solaire. Amazonis Planitia, qui s'�tend sur 600 km, semble �tre la r�gion la plus plate et la plus lisse de Mars. Cette r�gion �tait d�j� connue pour avoir une r�flectivit� tr�s basse au radar et une inertie thermique anormale. Les seuls endroits aussi plats que l'on connaisse ne sont rien d'autres que les plaines abyssales des oc�ans terrestres (ou certains bassins s�dimentaires). Des millions d'ann�es de s�dimentation ont en effet gomm� et aplani le moindre relief, transformant le fond oc�anique en une r�gion d'une platitude extr�me. De l� � faire le lien entre ces plaines abyssales et la topographie surprenante de l'h�misph�re nord martien, il n'y a qu'un pas, que certains ont franchi ais�ment. D'autres hypoth�ses peuvent bien sur �tre invoqu�es pour expliquer l'absence de relief des plaines nordiques, comme par exemple un d�p�t �olien intense. L'h�misph�re nord pourrait en effet �tre recouvert d'une vaste couche de poussi�re, qui comme les s�diments des oc�ans terrestres, aurait rendu la surface plate et monotone (si c'est le cas, il ne doit pas faire bon s'y promener, car on doit s'enfoncer � chaque pas !).

L'altim�tre laser de Mars Global Surveyor a montr� que la topographie des terrains situ�s en dessous du contact n�2 est bien plus douce que celle des terrains situ�s entre le contact n�1 et le contact n�2, et ce quelle que soit l'�chelle � laquelle on se place (de la centaine de m�tres � la dizaine de kilom�tres). De la m�me mani�re, les terrains sont plus accident�s au-dessus du contact n�1 qu'en dessous. Enfin, les terrains encercl�s par le contact n�2 arborent moins de reliefs que ceux pris en sandwich entre les deux contacts. Cette observation peut s'expliquer par un fait tr�s simple (mais qui implique de consid�rer le contact n�1 comme un littoral). Les deux contacts repr�senteraient les deux lignes de rivage d'un oc�an en cours de r�gression. L'oc�an allait dans un premier temps jusqu'au rivage n�1. Les changements climatiques et g�ologiques majeurs ont provoqu� sa r�gression, et l'oc�an s'est retir� jusqu'au rivage n�2. Les zones situ�es � l'int�rieur du contact n�2 ont donc subi une s�dimentation sur une p�riode de temps plus importante que les zones situ�es entre les deux contacts. Leur relief est donc d'autant moins prononc�.

Une baignoire � remplir

Comme nous l'avons vu en introduction, l'oc�an martien a vraisemblablement du se constituer suite aux inondations catastrophiques qui se sont produites lors des deux �poques les plus r�centes de l'histoire de la plan�te Mars, l'Hesp�rien et l'Amazonien. Lib�r�s de mani�re brutale, des gigantesques volumes d'eau se sont pr�cipit�s � la surface de Mars, creusant les fameux chenaux d'inondations avant de se perdre dans les plaines nordiques. Si ce sc�nario est correct, l'eau a du commencer � stagner dans les r�gions les plus basses de l'h�misph�re nord : le bassin circulaire d'Utopia, form� � la suite d'un impact m�t�oritique, et le bassin irr�gulier de la r�gion polaire nord. Avec une profondeur de - 5250 m�tres, le bassin polaire est le premier � se remplir. Il re�oit surtout les flots des chenaux d'inondations qui traversent les plaines de Chryse et d'Amazonis. Le bassin d'Utopia se remplit � son tour lorsque la hauteur d'eau atteint 500 m�tres. Contrairement au bassin polaire, il est aliment� par les chenaux d'inondations qui courent sur la r�gion ouest d'Elysium Planitia. Enfin, quand la hauteur d'eau atteint 1000 m�tres, les deux bassins se retrouvent interconnect�s par un bras de mer.

Il faut cependant mentionner un fait intriguant. Si l'on observe attentivement les six principaux chenaux d'inondations qui serpentent dans Chryse Planitia, on s'aper�oit qu'ils finissent tous de mani�re abrupte, alors que les pentes devant eux s'�tendent encore sur des centaines de kilom�tres. La diff�rence d'altitude entre les r�gions ou ces chenaux se terminent n'exc�de pas 340 m�tres, alors qu'ils sont s�par�s les uns des autres par des centaines de kilom�tres et qu'ils sont dispers�s sur plus de 2000 kilom�tres. De plus, chaque chenal dispara�t � proximit� imm�diate du contact n�2. Il est donc tout � fait possible que l'oc�an martien ait exist� d�s le Noachien, bien avant les inondations catastrophiques qui auront lieu au cours de l'Hesp�rien et de l'Amazonien. Dans ce cas, les chenaux d'inondations se terminaient directement au contact de l'oc�an existant, ce qui explique parfaitement la fin brutale de leur trac�.

On peut �galement s'interroger sur les traces que l'oc�an a pu laisser au moment de son retrait, lorsque les conditions climatiques ont commenc� � changer. A chaque �tape de sa r�gression, un nouveau littoral devait se former. Dans ce cas, en dressant le profil vertical des pentes de l'h�misph�re nord, on devait pouvoir retrouver des d�p�ts s�dimentaires ou la rupture de pente d'une terrasse. L'altim�tre laser s'est donc remis au travail et a rapidement localis� des terrasses, parall�les les unes aux autres et s'�tendant sur des dizaines de kilom�tres, au niveau du bassin d'Utopia et du bassin polaire nord. Situ�es � proximit� ou en dessous du contact n�2 (qu'elles suivent d'ailleurs scrupuleusement), elles sont absentes dans les parties les plus basses des deux bassins collecteurs. Des ruptures de pente ont �galement �t� mises en �vidence l� ou le bassin d'Utopia rencontrait le bassin polaire. Bien entendu, des ph�nom�nes autre qu'une r�gression oc�anique (comme l'�rosion glaciaire ou fluviale) pourraient expliquer partiellement la cascade de terrasses que l'on rencontre quand on progresse des c�tes littorales vers l'int�rieur de l'oc�an.

D'autres preuves convaincantes

Si les plaines de l'h�misph�re nord ont jadis h�berg� un oc�an, leur sous-sol doit �tre particuli�rement riche en glace ou en eau. Si l'on marque l'emplacement des terrains polygonaux (qui constituent un bon indicateur de la pr�sence de glace ou d'eau au niveau du sous-sol) sur la carte topographique de l'h�misph�re nord obtenue gr�ce � l'altim�tre de Mars Global Surveyor, on s'aper�oit que la plupart d'entre eux sont localis�s dans les r�gions les plus basses de l'h�misph�re nord  : le bassin circulaire d'Utopia et le bassin polaire nord, deux zones ou l'eau avait de grande chance de s'accumuler et de stagner au moment du remplissage de l'oc�an.

De nombreux crat�res d'impact martiens, dont le diam�tre est compris entre 2 et 50 kilom�tres, poss�dent une couronne d'�jecta lob�s dont l'origine est vraisemblablement due � la pr�sence d'une certaine quantit� d'eau ou de glace dans le sol. Des crat�res dont la taille est inf�rieure � quelques kilom�tres ne montrent pas ces �jecta caract�ristiques, car le crat�re n'�tait pas assez profond pour entamer suffisamment le sous-sol et atteindre la couche de terre riche en eau. On peut donc se servir de la taille minimale d'un crat�re � partir de laquelle apparaissent les �jecta lob�s pour estimer la profondeur de la couche riche en glace ou en eau du sous-sol. Si cette couche affleure relativement pr�s de la surface, m�me les petits crat�res d'impact seront entour�s d'une couronne d'�jecta lob�s. Enfouie en profondeur, la couche glac�e ne sera atteinte que par des crat�res d'impact de grandes dimensions. Or les plus petits crat�res poss�dant des �jecta lob�s se trouvent encore une fois pr�cis�ment � l'int�rieur du bassin d'Utopia et du bassin polaire nordique. Notons aussi que les crat�res d'impact sont globalement moins nombreux � l'int�rieur du contact n�2 qu'� l'ext�rieur, ce qui est compr�hensible : un ast�ro�de ou une com�te qui venait se fracasser dans l'oc�an ne pouvait pas laisser de cicatrice, contrairement aux impacts qui se produisaient sur la Terre ferme.

La taille du monstre

La taille d'Oceanus Borealis a �t� estim�e � partir du contact n�2, qui n'a subi que de faibles distorsions. Si ce contact est vraiment un ancien rivage, Oceanus Borealis contenait 14 millions de km³ d'eau (10 % de plus si la calotte polaire �tait absente), une quantit� suffisante pour recouvrir la totalit� de la surface martienne d'une couche d'eau de 100 m�tres d'�paisseur. La profondeur de l'oc�an atteignait au maximum 2 kilom�tres, pour une profondeur moyenne de 560 m�tres.

Le volume annonc� pour Oceanus Borealis concorde en tout cas assez bien avec les diff�rentes estimations des ressources d'eau de la plan�te rouge. Ce volume est par exemple compris entre le volume minimal d'eau n�cessaire au creusement des chenaux d'inondations qui entaillent Chryse Planitia (6 millions de km³) et la quantit� maximale d'eau qui peut �tre contenue dans les espaces poreux du m�gar�golite martien (50 � 200 millions de km³).

Quant au contact n�1, si l'on consid�re qu'il repr�sente lui aussi une ligne de rivage, il peut renfermer 96 millions de km³ d'eau. Mais ce contact a �t� intens�ment d�form�, et il faudra bien comprendre les d�formations du g�o�de martien au cours des temps avant de pouvoir s'en servir pour estimer les caract�ristiques du jeune Oceanus Borealis. 

Conclusion

Mars la rouge a-t-elle �t� un jour Mars la bleue ? L'id�e est non seulement po�tique, mais elle est �galement de plus en plus r�aliste. Nous disposons aujourd'hui d'un faisceau de preuves assez solides pour pouvoir envisager avec s�rieux cette hypoth�se. Nous poss�dons quatre �l�ments principaux qui permettent de penser que le contact g�ologique qui ceinture les basses plaines de l'h�misph�re nord repr�sente bien le rivage d'un ancien oc�an ayant jadis exist� sur Mars : la hauteur du contact est pratiquement constante, la topographie est toujours plus douce en dessous du contact qu'au-dessus, le volume de l'hypoth�tique oc�an est compatible avec les estimations des ressources en eau de la plan�te rouge et le contact est enfin bord� par une s�rie de terrasses de r�gression qui lui sont parall�les.

D'autres preuves doivent �tre accumul�es avant de conclure d�finitivement � l'existence d'un ancien oc�an sur la plan�te rouge. Mars Global Surveyor, dont l'apport a �t� essentiel, va continuer � nous fournir de nombreuses donn�es suppl�mentaires (mesures altim�triques, photographies haute r�solution) qui nous aideront � prouver ou � infirmer d�finitivement l'existence d'Oceanus Borealis. Il est d'ailleurs remarquable de constater que les informations collect�es par cette sonde s'opposent parfois compl�tement. Si les donn�es topographiques de l'altim�tre laser sont � la base des principales preuves en faveur de l'oc�an martien, une �quipe exploitant les images � haute r�solution de la cam�ra vient d'annoncer que les portions des lignes de contact observ�s ne montrent aucune des formations typiques d'un relief c�tier : plage de sable, cordon dunaire, falaise abrupte aux parois verticales...

L'analyse des m�t�orites martiennes ou des futurs �chantillons martiens que l'homme ram�nera prochainement sur Terre apportera peut �tre des indices suppl�mentaires. Les deux atterrisseurs Viking ont atterri en dessous du contact n�2 alors que Pathfinder a pos� le pied dans les environs de cette hypoth�tique bord de mer. Et les quantit�s anormalement �lev�es de chlore et de soufre d�tect�es dans le sol martien pourraient bien �tre reli�es � la pr�sence d'un ancien oc�an. Celui ci, en se retirant, aurait laiss� derri�re lui des d�p�ts sal�s (sulfates pour le soufre, chlorure pour le chlore). Les calottes polaires auraient �galement pu pi�ger d'antiques s�diments oc�aniques, des s�diments que Mars Polar Lander aurait pu mettre en �vidence, si la sonde avait r�ussi son atterrissage ...

Pour en savoir plus :

Chroniques martiennes : le sel de l'oc�an martien.
Les derni�res images de Global Surveyor t�moignent contre l'existence d'un ancien oc�an sur Mars.
La structure interne de Mars.

Carte topographique de la totalit� de l'h�misph�re nord martien, vu depuis le p�le nord. Le rouge et le blanc indiquent les reliefs les plus �lev�s, le bleu les altitudes les plus basses. On distingue sur le c�t� gauche le d�me de Tharsis, avec le volcan Pavonis Mons (en blanc, juste � la limite du cercle), et Ascraeus Mons au-dessus. Plus � droite et dans le sens des aiguilles d'une montre, on trouve Olympus Mons. La grosse tache rouge correspond � Alba Patera. Du c�t� droit et en haut, on tombe sur la plaine d'Elysium et son principal volcan, Elysium Mons (le sommet rouge et blanc). Mais ce qui frappe surtout, c'est que le p�le nord est entour� par une vaste d�pression form�e de la r�union de plusieurs plaines (Chryse Planitia, Utopia Planitia, Amazonis Planitia). Cette ceinture de plaines mornes et d�sol�es qui encercle le p�le nord est d�sign�e sous le nom de Vastitas Borealis. Il y a plusieurs milliards d'ann�es, ces plaines �taient peut �tre recouvertes par un gigantesque oc�an (Oceanus Borealis), qui occupait alors environ 70 % de l'h�misph�re nord. Les deux lignes noires marquent l'emplacement des hypoth�tiques lignes de rivage, les contacts n�1 et n�2 (Cr�dit photo : MOLA Science Team).

Oui, je sais ce que vous allez me dire ! C'est quoi cette photo, on y voit que dalle, c'est vraiment honteux de montrer �a, etc. Et pourtant, ce clich� qui ne paye pas vraiment de mine a �t� bel et bien pris par la sonde Mars Global Surveyor, dont la r�putation n'est plus � faire en mati�re de photographies � haute r�solution. Mais quand il n'y a rien � voir, il n'y a rien � voir ! La r�gion visible sur cette photographie est situ�e dans les vastes plaines qui s'�tendent au nord d'Arcadia Planitia, plusieurs centaines de kilom�tres au nord-ouest du volcan Olympus Mons, dans l'h�misph�re nord. Ces plaines sont beaucoup plus basses que les hauts plateaux crat�ris�es de l'h�misph�re sud. La surface ne montre pratiquement aucun d�tail, et semble monotone, d�sol�e. Pour expliquer cet aspect peu engageant, il existe deux hypoth�ses. La surface de ces plaines serait form�e d'immenses coul�es volcaniques recouvertes d'une grande quantit� de s�diments apport�s par le vent, du sable et surtout de la poussi�re. Mais il existe une deuxi�me hypoth�se beaucoup plus excitante. Ces r�gions avares en reliefs seraient en fait le plancher d'un ancien oc�an qui devait recouvrir une bonne partie de l'h�misph�re nord. C'est la s�dimentation continue sur des millions d'ann�es qui aurait aplani et nivel� la surface. Les plaines du nord montrent le plus souvent des terrains avec des crat�res d'impact partiellement ou totalement recouverts, des terrains polygonaux avec des fractures dont la taille varie de la dizaine de m�tres � la dizaine de kilom�tres et enfin d'autres r�gions sans aucun relief. Ici, on n'aper�oit aucun d�tail frappant, � part des formes circulaires t�nues, traces d'anciens crat�res d'impact enfouis sous une �paisse couche de s�diments. Si le vent a balay� cette r�gion, il n'a laiss� aucune dune de sable. Cette image, qui compte parmi les meilleures jamais obtenues des plaines de l'h�misph�re nord, a une r�solution de 5,5 m�tres/pixel. Les meilleures images prises par les sondes Viking avaient une r�solution de 8 � 20 m�tres/pixels. Le nord est en haut et le Soleil �claire les lieux depuis la droite. L'image a �t� obtenue le 8 ao�t 1998, � 5:20 du matin environ (heure locale). Le Soleil �tait donc assez bas sur l'horizon (Cr�dit photo : Malin Space Science Systems/NASA).

Cette vue d'artiste montre la plan�te Mars telle qu'elle �tait peut �tre il y a 1 � 3 milliard d'ann�es. La majeure partie de l'h�misph�re nord est occup�e par un oc�an, dont les c�tes correspondent ici au contact n�2, une hypoth�tique ligne de rivage qui ceinture les basses plaines nordiques. On note au centre la r�gion de Tharsis avec le g�ant Olympus Mons, l'alignement des monts Pavonis, Arsia et Ascraeus ainsi que la masse plus diffuse et �tal�e d'Alba Patera. En bas � droite, on reconna�t la cicatrice de Valles Marineris, un gigantesque syst�me de canyons qui entaille la surface de Mars. Plusieurs chenaux d'inondations prennent naissance dans sa partie nord pour aller se d�verser dans l'oc�an martien apr�s avoir travers� la plaine de Chryse. L'oc�an martien a du jou� un r�le non n�gligeable au niveau climatique, et il a peut �tre �t� aussi le berceau d'�ventuels organismes martiens. Le dessinateur ne s'y est pas tromp�, et les plages martiennes sont particuli�rement verdoyantes ! (Cr�dit photo : NASA Mars Global Surveyor Project, MOLA Team, r�alis� par Peter Neivert).

L'oc�an martien, vu sous une autre perspective. On reconna�t au centre � gauche le volcan Alba Patera. Une partie de Valles Marineris est de nouveau visible dans la partie inf�rieure de l'image. Notez que de nombreux chenaux prennent leurs sources dans la partie nord de Valles Marineris. Certains chenaux partent du centre (ils se d�versent sur le cot� gauche du triangle oc�anique) mais les plus nombreux sont issus des r�gions chaotiques situ�es � l'est et rejoignent l'oc�an � la base du triangle. Si vous avez l'�il, en d�pit de la petite taille de l'image, vous pourrez m�me reconna�tre l'un des plus grands chenaux d'inondations de la plan�te Mars, Ares Vallis, dont l'embouchure a accueilli � bras ouvert la sonde Pathfinder et son petit robot Sojourner en juillet 1997 ! (Cr�dit photo : NASA Mars Global Surveyor Project, MOLA Team, r�alis� par Peter Neivert).

De nombreuses analyses chimiques ont montr� que les m�t�orites martiennes �taient assez riches en sels, le record appartenant � la m�t�orite de Nakhla. Dans les fractures de cette m�t�orite, les chercheurs ont d�couvert des d�p�ts de chlorure de sodium (le sel de l'eau de mer), ainsi que d'autres compos�s salins en plus petites quantit�s (sulfate et fluorure pour les ions n�gatifs, calcium et magn�sium pour les ions positifs). Comme ces sels sont solubles dans l'eau, on peut penser qu'ils ont �t� d�pos�s par la percolation d'un liquide salin dans les fractures de la roche, celui-ci s'�tant ensuite �vapor�. Une �quipe de l'Universit� de l'Arizona pr�tend que les sels de la m�t�orite de Nahkha appartenaient � l'eau de l'ancien oc�an. Leur concentration correspond assez bien � celle de l'eau de mer et l'ancien oc�an martien �tait donc, selon ces chercheurs, similaire � l'oc�an terrestre actuel (Cr�dit photo : Universit� d'Arizona).