Deimos est le plus petit et le plus éloigné des deux satellites naturels de Mars. Il fut découvert le 11 août 1877 par l'astronome américain Asaph Hall, à l'Observatoire naval des États-Unis, quelques jours avant Phobos. Hall identifia ainsi les deux satellites martiens après une recherche méthodique rendue difficile par leur faible luminosité et leur proximité apparente avec Mars. Le nom Deimos provient de la mythologie grecque : Deimos, personnification de la terreur, est associé à Phobos dans l'entourage d'Arès, équivalent grec du dieu romain Mars.

Deimos est un corps de très petite dimension et de forme irrégulière. Ses dimensions sont approximativement de 15 x 12 x 11 km, ce qui en fait un objet de taille comparable à celle d'une petite ville terrestre. Sa masse est estimée à environ 1,5.10¹⁵ kg et sa densité moyenne à environ 1,47 g.cm^−3. Cette faible densité suggère une structure interne fortement poreuse, probablement constituée d'un matériau fragmenté et faiblement consolidé. La pesanteur à sa surface est extrêmement faible : un objet placé sur Deimos est soumis à une attraction gravitationnelle très inférieure à celle qui s'exerce sur les grands corps planétaires.

L'orbite de Deimos est beaucoup plus éloignée de Mars que celle de Phobos. Il se situe à une distance moyenne d'environ 23 460 km du centre de Mars, soit approximativement 20 000 km au-dessus de la surface martienne. Sa période orbitale est d'environ 30,3 heures, légèrement supérieure à la durée d'un jour solaire martien, ou sol. Comme Phobos, Deimos est en rotation synchrone : sa période de rotation est égale à sa période orbitale et il présente donc constamment la même face à Mars. Son orbite est faiblement excentrique et faiblement inclinée par rapport au plan équatorial martien.

La dynamique orbitale de Deimos est néanmoins opposée à celle de Phobos. Deimos gravite au-delà de l'orbite synchrone de Mars. Il s'éloigne donc très lentement de la planète sous l'effet des interactions de marée, contrairement à Phobos, qui migre progressivement vers Mars. Cette différence permet d'illustrer directement le rôle du rapport entre la période orbitale d'un satellite et la période de rotation de sa planète hôte dans l'évolution des systèmes planétaires. Du point de vue d'un observateur situé sur Mars, Deimos se lève à l'est et se déplace lentement dans le ciel. En raison de sa faible taille apparente, il se présente comme un objet peu spectaculaire à l'oeil nu, bien que sa position puisse être déterminée par des observations astronomiques précises.

La morphologie de Deimos est dominée par une surface très sombre et fortement cratérisée. Toutefois, son relief paraît beaucoup plus lisse que celui de Phobos. Cette apparence ne signifie pas nécessairement que Deimos possède une surface intrinsèquement moins affectée par les impacts. Elle est en grande partie liée à l'accumulation de régolithe, c'est-à-dire d'un matériau meuble produit par les impacts et redistribué sur la surface. Sur un corps de très faible gravité, la dynamique du régolithe est particulière : les matériaux éjectés lors d'un impact peuvent parcourir de grandes distances avant de retomber, ce qui contribue à recouvrir les structures topographiques les plus marquées.

Les cratères de Deimos sont donc souvent peu profonds et partiellement comblés. L'un des traits morphologiques les plus remarquables du satellite est précisément cette apparence relativement homogène et arrondie, qui contraste avec la silhouette plus accidentée de Phobos. Le régolithe pourrait avoir une épaisseur importante dans certaines régions. Les observations de surface indiquent également une grande variabilité de texture, liée à la granulométrie du matériau et à son degré de compactage. Deimos doit ainsi être considéré comme un objet géologiquement inactif à l'échelle actuelle, mais dont la surface a été continuellement remodelée par les impacts météoritiques et les mouvements de matériaux.

La composition de Deimos demeure l'un des principaux problèmes de la planétologie martienne. Son faible albédo et certaines caractéristiques spectrales rappellent les astéroïdes carbonés de type C, riches en matériaux primitifs et potentiellement en composés carbonés. Cette similitude a longtemps soutenu l'hypothèse selon laquelle Deimos serait un astéroïde capturé par Mars. Cependant, les données spectrales ne permettent pas à elles seules d'établir une identité minéralogique complète. La surface peut être altérée par l'espace, recouverte de régolithe ou présenter des propriétés optiques qui masquent la composition des matériaux situés en profondeur.

L'origine de Deimos est donc étroitement liée à celle de Phobos et constitue un problème majeur de l'histoire du système martien. Le scénario classique de la capture astéroïdale explique assez naturellement leur morphologie irrégulière et leurs propriétés spectrales sombres. Cependant, la capture gravitationnelle d'un petit corps par Mars pose un problème de mécanique céleste : pour qu'un astéroïde soit durablement capturé, il faut qu'un mécanisme dissipe une partie de son énergie orbitale. Dans le système martien actuel, aucun mécanisme simple ne suffit à expliquer une capture directe. Cette difficulté a conduit à envisager des mécanismes plus complexes, notamment des interactions à trois corps ou des épisodes de fragmentation et de dissipation.

Une autre hypothèse propose que Deimos se soit formé à partir de débris produits par un impact majeur sur Mars. Dans ce scénario, une collision ancienne aurait généré un disque de matériaux autour de la planète, à partir duquel des satellites se seraient formés. Cette hypothèse présente l'avantage d'expliquer plus naturellement certaines propriétés orbitales des satellites martiens. Elle doit cependant rendre compte de leur ressemblance apparente avec des astéroïdes primitifs. Les modèles contemporains ne se limitent donc plus nécessairement à une opposition stricte entre "capture" et "formation par impact" : des scénarios hybrides, impliquant la fragmentation d'un corps capturé puis la réaccumulation de ses débris, sont également étudiés.

Deimos est particulièrement important pour l'étude de la formation et de l'évolution des petits corps du Système solaire. Sa faible pesanteur et sa structure probablement très poreuse en font un analogue naturel des astéroïdes primitifs et des agrégats gravitationnels. L'analyse de sa surface pourrait fournir des informations sur la distribution des matériaux carbonés, les processus d'altération spatiale et la manière dont les petits corps évoluent sous l'action combinée des impacts, des marées et des phénomènes thermiques. Son étude est également essentielle pour comprendre la chronologie de l'évolution du système martien, car l'origine des satellites pourrait être directement liée aux événements majeurs ayant affecté Mars durant les premières centaines de millions d'années du Système solaire.

Deimos présente enfin un intérêt majeur pour les missions spatiales actuelles. La mission japonaise MMX (Martian Moons eXploration) de la JAXA doit étudier le système des satellites martiens et rapporter sur Terre un échantillon de Phobos. Même si l'échantillon ne proviendra pas de Deimos, les observations comparées des deux satellites sont fondamentales pour déterminer s'ils possèdent une origine commune ou s'ils correspondent à deux objets d'histoire différente. La comparaison de leur composition, de leur structure et de leur évolution orbitale pourrait ainsi résoudre l'un des problèmes les plus persistants de la planétologie martienne.