Mars est l'une des trois planètes telluriques du Système solaire; c'est la plus petite et la plus éloignée du Soleil. Elle partage également nombre de caractéristiques avec les petites planètes, parmi lesquelles ont pourrait aussi la ranger. Surnommée la planète rouge, Mars doit sa couleur de rouille à la présence à sa surface de nombreuses roches riches en fer oxydé (du fer hématite). Cette couleur peut expliquer son association avec la guerre (et le sang) dans les légendes des premières cultures. Les pôles sont recouverts de calottes blanches composées, comme sur Terre, de glace. L'atmosphère de Mars est très mince, seulement 1 % de celle de la Terre, mais elle est suffisante pour que puissent s'y produire des tempêtes, parfois susceptibles de soulever des nuages de poussières enveloppant la planète entière. Bien que la surface soit aujourd'hui sèche et froide, les preuves recueillies par les engins spatiaux suggèrent que Mars possédait autrefois des lacs d'eau liquide.

Propriétés globales de Mars.
Mars  a un diamètre de 6790 kilomètres, soit un peu plus de la moitié du diamètre de la Terre, ce qui lui donne une surface totale presque égale à la surface continentale (terrestre) de notre planète, et un volume d'un huitième du volume de la Terre ou de Vénus. On peut calculer à partir de la masse et du rayon de Mars sa densité moyenne (3,9 g/cm³), ce qui est proche de celle de la Lune, et sensiblement inférieure aux densités de Mercure, de Vénus et de la Terre. La différence indique que la composition globale de Mars doit être fondamentalement différente de celle de ces autres planètes. Mars a probablement un noyau riche en fer plus petit (2900 km de diamètre environ) et une croûte de silicates plus épaisse que la Terre. Le manteau peut avoir 3500 km d'épaisseur et la croûte environ 100 km de profondeur. La planète n'a pas de champ magnétique global, bien qu'il existe en surface des zones de forte magnétisation qui indiquent qu'il y avait un champ global il y a des milliards d'années. Apparemment, Mars n'a pas aujourd'hui de matériau liquide dans son noyau capable de conduire l'électricité.

La période de rotation de Mars a été depuis longtemps déterminée avec une grande précision grâce à l'observation du mouvement des marques de surface permanentes; Le jour sidéral de la planète est de 24 heures 37 minutes 23 secondes, soit un peu plus long que la période de rotation de la Terre. Ce qui signifie que son cycle jour/nuit est similaire à celui de notre propre planète. 

Mars tourne autour du Soleil en 686,980 jours (= 1,81 année terrestre), et à une distance moyenne de 227,92 millions de kilomètres ( = 1,52 UA). Son orbite est plus allongée que celle de la Terre. L'axe de rotation de Mars a une inclinaison d'environ 25,19°, par rapport à la perpendiculaire au plan de son orbite, presque le même que l'inclinaison de 23,5° de la Terre. Puisque l'inclinaison de l'axe provoque les saisons,  Mars traverse son année avec un cycle de saisons semblable à celles de la Terre. Cependant, l'année martienne étant près de deux fois plus longue, chaque saison y dure environ six de nos mois.
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La succession des saisons martiennes se manifeste par des changements à la surface de la planète. Ainsi, pendant l'hiver martien, dans un hémisphère donné, on peut observer une calotte polaire. Au fur et à mesure que le printemps martien arrive dans l'hémisphère nord, la calotte polaire nord se rétrécit et le matériau des zones plus tempérées s'assombrit.

Des changements de couleur au fil du temps peuvent aussi être causés par la poussière qui recouvre la surface de la roche et qui peut être emportée par des vents pouvant atteindre des centaines de kilomètres à l'heure. Parfois, des tempêtes de poussière globales se produisent et il est possible ensuite observer le changement de couleur lorsque la poussière s'envole de certains endroits pour se déposer ailleurs. En se retirant de tel endroit, elle exposera les zones sombres (roches basaltiques) en dessous, et en reposant ailleurs, cette même poussière pourra s'accumuler pour former de vastes étendues de sable et des champs de dunes. Une telle tempête géante a ainsi été observée de près par la sonde Mariner 9 peu avant sa mise en orbite autour de Mars en 1971. La poussière ainsi soulevée a tardé plusieurs mois avant de se redéposer.

Ajoutons que Mars possède  deux petits satellites (environ 20 km de diamètre) de forme irrégulière nommées Phobos et Deimos et qui pourraient être d'anciens astéroïdes capturés par l'attraction gravitationnelle de Mars.

Topographie. Géologie

La meilleure résolution des images de Mars que l'on puisse obtenir des télescopes au sol est d'environ 100 kilomètres, soit à peu près la même que celle offerte par la Lune à l'oeil nu. A cette résolution, aucun indice de structure topographique ne peut être détecté : pas de montagnes, pas de vallées, pas même de cratères d'impact. En revanche, les calottes glaciaires polaires brillantes sont facilement visibles, ainsi que les marques de surface sombres qui changent parfois de contour et d'intensité d'une saison à l'autre. Il a fallu attendre l'envoi de sondes spatiales pour disposer de meilleurs détails.

La surface du sol martien.
Les premiers engins spatiaux à atterrir avec succès sur Mars ont été les sondes Viking 1 et 2, en 1975; depuis, au milieu de beaucoup d'échecs, d'autres expéditions ont réussi à atteindre la Planète rouge et à y déposer, pour plusieurs d'entre elles, des rovers d'exploration. Citons : Mars Pathfinder (1996), Opportunity (2003), Spirit (2004), Phoenix (2018), Curiosity (2012), InSight (2018), Perseverance (2020)  (L'exploration in situ de Mars). Dotées de capacités d'analyse superficielle du sol, mais aussi d'imagerie, ces sondes ont renvoyé des photos qui montraient un paysage désolé, comprenant de nombreuses roches aux formes anguleuses, entrecoupées de dépôts dunaires de sol rougeâtre à grain fin. Presque toute la planète est recouverte d'une fine couche de poussière dispersée, comme on l'a dit, par le vent.

Les terrains de plaine relativement plat sur lesquels se sont posés les premiers atterrisseurs présentaient des zones semblables à des dunes et une surface poussiéreuse rougeâtre encombrée de blocs rocheux sombres. Ils étaient composés d'argiles et d'oxydes de fer, comme on s'y attendait depuis longtemps à cause de la couleur rouge de la planète. 

Par la suite, les atterrisseurs, à l'instar de Mars Pathfinder et son rover Sojourner, ont été envoyés dans des zones assez similaires, mais montrant aussi des roches qui avaient visiblement été transportées depuis des endroits géologiquement différents, soulignant l'impression à longue distance de l'imagerie orbitale qu'on se trouvait dans d'anciennes plaines inondables et où les couches de roches sédimentaires, formées en présence d'eau, étaient communes. 
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Le relief martien.
Ce sont aussi les instruments des sondes spatiales envoyées sur place qui ont permis de cartographier Mars avec une grande précision. Ainsi, par exemple, un altimètre laser (Mola) embarqué par la sonde Mars Global Surveryor (MGS) en orbite martienne (1997) a-t-il pu effectuer des millions de mesures de la topographie de surface avec une précision de quelques mètres (une précision suffisante pour mesurer le dépôt et l'évaporation annuels des calottes polaires). Comme la Terre, la Lune et Vénus, la surface de Mars comporte des zones continentales ou montagneuses ainsi que des plaines volcaniques étendues. La différence entre l'altitude de la plus haute montagne (Olympus Mons) et celle du fond du bassin le plus profond (Hellas) est de 31 kilomètres.
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L'asymétrie Nord-Sud.
L'hémisphère Sud de Mars est plutôt montagneux. Son sol est très ancien, comme en témoignent les nombreux cratères creusés par des météorites qui le recouvrent. Les deux grands bassins d'impact Hellas Planitia et Argyre Planitia sont situés dans cet hémisphère. En plusieurs endroits, ce terrain est coupé par des ravins et des systèmes de vallées complexes, qui semblent avoir été creusées par l'eau. 

Au Nord de la planète, au contraire, la surface, généralement formée de plaines volcaniques, a été rajeunie par les coulées de laves d'immenses volcans aujourd'hui éteints. On devine aussi l'existence de grands bassins d'impacts, tels Chryse Planitia, bassin à plusieurs anneaux, mais bien moins clairement définis que ceux d'Argyre et Hellas Planitia.

La division géologique en hautes terres (terrae) plus anciennes et plaines basses (planitiae) plus jeunes semble être caractéristique des planètes telluriques, bien son origine puisse être différente. Sur Mars, l'altitude moyenne des basses terres est d'environ 5 kilomètres inférieure à celle des hautes terres. Les hautes terres correspondent à des régions où la croûte est épaisse de 70 km; cette épaisseur n'est que de 40 km dans les régions correspondant aux basses terres. Cette asymétrie pourrait être la conséquence de dissimétries dans la convection du manteau ou bien dans le nombre d'impacts météoritiques qui ont affecté la planète aux premiers temps de son histoire.

La transition entre hautes terres et basses terres n'est pas franche : de nombreuses buttes apparaissent dans les régions intermédiaires. Elles sont interprétées comme le résultat de l'érosion des hauts plateaux. Par ailleurs, de part et d'autre de l'équateur de Mars se trouve un continent surélevé de la taille de l'Amérique du Nord. Il s'agit du renflement de Tharsis. Il s'agit d'une région volcanique surmontée par quatre volcans géants, plus hauts qu'aucune montagne terrestre.

Tharsis et ses volcans.
La région de Tharsis est un énorme renflement dans la lithosphère de Mars d'à peu près 4000 x 3000 km, et qui s'élève à environ 9 km au-dessus du niveau de référence à partir duquel sont calculées les altitudes martiennes (ce niveau correspondant à l'altitude définie par une pression atmosphérique de  6,2 hectopascals). Elle atteint même des des altitudes bien plus grandes aux sommets de ses quatre volcans boucliers Arsia Mons (17 760 m au dessus de la plaine environnante), Pavonis Mons (14 058 m), Ascraeus Mons  (18 225 m) qui forment la chaîne des monts Tharsis (Tharsis montes) et, au Nord-Ouest, Olympus Mons (21 230 m, soit 24 000 au-dessus du niveau de référence).
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Un renflement similaire à celui de Tharsis, mais plus petit, se trouve dans la région d'Elysium, au Sud-Est d'Utopia Planitia. On y trouve les volcans Elysium Mons, Hecates Tholus et Albor Tholus. Cette région, comme celle de Tharsis est au centre d'un vaste éventail de fractures. Celles-ci sont probablement apparues en réponse à la formation des deux renflements crustaux. 

Le volcanisme martien.
Les plaines basses de Mars ressemblent beaucoup aux mers lunaires, et elles ont à peu près la même densité de cratères d'impact. Comme les mers lunaires, elles se sont probablement formées il y a entre 3 et 4 milliards d'années. Apparemment, Mars a connu une activité volcanique intense à peu près au même moment que la Lune, produisant des laves basaltiques similaires.

Les plus grandes montagnes volcaniques de Mars se trouvent, on l'a dit, dans la région de Tharsis, bien que de plus petits volcans parsèment une grande partie de la surface. Le volcan le plus spectaculaire de Mars est le mont Olympe (Olympus Mons), avec un diamètre supérieur à 500 kilomètres, bordé par un escarpement de 10 km de haut dont le sommet s'élève à plus de 20 kilomètres au-dessus des plaines environnantes. Le volume de cet immense volcan est près de 100 fois supérieur à celui du Mauna Loa à Hawaii. Placé sur la surface de la Terre, Olympus recouvrirait une surface supérieure à celle de la Syrie ou le Sénégal.

On peut estimer l'âge des volcans à partir du dénombrement des cratères d'impacts sur leurs pentes. De nombreux volcans présentent un bon nombre de ces cratères, ce qui suggère que leur activité a cessé il y a un milliard d'années ou plus. Cependant, Olympus Mons a très peu de cratères d'impact. Sa surface actuelle ne peut pas avoir plus d'environ 100 millions d'années; il peut même être beaucoup plus jeune. Certaines des coulées de lave d'apparence fraîche pourraient avoir été formées il y a cent ans, ou un millier, ou un million d'années. Autrement dit, du point de vue géologique, elles sont assez jeunes. Olympus Mons reste peut-être actif par intermittence aujourd'hui. D'autres volcans martiens pourraient, eux, être âgés de 3,4 milliards d'années.

Crevasses et canyons martiens.
Le renflement de Tharsis présente de nombreuses formations géologiques intéressantes en plus de ses énormes volcans. Dans cette partie de la planète, la surface s'est bombée vers le haut, sous l'effet de fortes pressions ascendantes, entraînant une fissuration tectonique étendue de la croûte. 

Valles Marineris.
Parmi les formations tectoniques les plus spectaculaires de Mars figurent aussi les canyons appelés Valles Marineris (du nom de Mariner 9, qui  les a révélés pour la première fois). Ils s'étendent de près du sommet du renflement de Tharsis sur environ 5000 kilomètres (près du quart de la circonférence de Mars), se fondant finalement dans une immense zone de « terrain chaotique » entre Aurorae Planum et Margaritifer Terra. 

S'il était sur Terre, ce système de canyons couvrirait le Sahara d'Est en Ouest. Le canyon principal mesure environ 7 kilomètres de profondeur et jusqu'à 100 kilomètres de large, assez grand pour que le Grand Canyon du fleuve Colorado s'intègre confortablement dans l'un de ses canyons latéraux. La zone de failles atteint jusqu'à 600 km en son point  le plus large.
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Le terme canyon est ici un peu trompeur car les canyons de Valles Marineris n'ont pas d'exutoires et n'ont pas été coupés par l'eau courante. Ce sont essentiellement des fissures tectoniques, produites par les mêmes tensions crustales qui ont provoqué le soulèvement de Tharsis. Cependant, l'eau a joué un rôle ultérieur dans la formation des canyons, principalement en suintant des sources profondes et en creusant les falaises. Cela a conduit à des glissements de terrain qui ont progressivement élargi les fissures d'origine dans les grandes vallées actuelles. Aujourd'hui, la principale cause d'érosion dans les canyons est probablement le vent.

Alors que le renflement de Tharsis et Valles Marineris sont impressionnants, en général, on voit moins de structures tectoniques sur Mars que sur Vénus. Cela peut refléter en partie un niveau général d'activité géologique plus faible, comme on pourrait s'y attendre pour une planète plus petite. Mais il est également possible que des failles étendues aient été enterrées par des sédiments déposés par le vent sur une grande partie de Mars. Comme la Terre, Mars a peut-être caché une partie de son histoire géologique sous un manteau de sol.
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Les calottes polaires.
Observées depuis la Terre, les calottes polaires brillantes apparaissent comme un des traits les plus caractéristiques de la surface de Mars. Elles changent avec les saisons et leur étendue varie de la même façon que la couverture de neige saisonnière sur Terre. La différence principale est que les calottes saisonnières sur Mars ne sont pas composées de neige ordinaire mais de CO2 gelé (neige carbonique). Ces dépôts se condensent directement à partir de l'atmosphère lorsque la température de surface descend en dessous d'environ 150 K. Les calottes saisonnières se développent pendant les hivers martiens froids et s'étendent jusqu'à environ 50° de latitude au début du printemps. Elles n'ont que 10° de diamètre à la fin de l'été.

Tout à fait distinctes de ces minces calottes saisonnières de CO2 sont les calottes permanentes ou résiduelles qui sont toujours présentes près des pôles et dont on pense qu'elle représentent les sommets visibles d'un pergélisol souterrain plus étendu.

• La calotte permanente sud a un diamètre de 350 kilomètres et est composée de dépôts de CO2 gelés ainsi que d'une grande quantité de glace d'eau. Tout au long de l'été austral, elle reste au point de congélation du CO2, 150 K, et ce réservoir froid est suffisamment épais pour survivre intact à la chaleur estivale.

• La calotte permanente du nord est différente. Elle est beaucoup plus grande, ne rétrécissant jamais au-dessous d'un diamètre de 1000 kilomètres, et est composée de glace d'eau. Les températures estivales dans le nord sont trop élevées pour que le CO2 gelé puisse subsister. Les mesures du Mars Global Surveyor ont établi les altitudes exactes dans la région polaire nord de Mars, montrant qu'il s'agit d'un grand bassin de la taille du bassin de l'océan Arctique. La calotte glaciaire elle-même a une épaisseur d'environ 3 kilomètres, avec un volume total d'environ 10 millions de km³ (similaire à celui de la mer Méditerranée). Si Mars avait jamais eu beaucoup d'eau liquide, ce bassin polaire nord aurait contenu une mer peu profonde. Certaines images montrent de indications d'anciens rivages.

Les dépots de poussières et de glace peuvent obéir à des processus cycliques  de longues durées. Les échelles de temps représentées par les couches polaires sont des dizaines de milliers d'années. Apparemment, le climat martien connaît des changements périodiques à des intervalles similaires à ceux qui séparent les périodes glaciaires sur Terre. Les calculs indiquent que les causes sont probablement également similaires : l'attraction gravitationnelle des autres planètes produit des variations de l'orbite et de l'inclinaison de Mars au fur et à mesure que le grand mouvement d'horlogerie du système solaire s'exécute (un phénomène similiaire aux  cycles de Milankovitch, qui affectent l'orbite terrestre).

En 2008, la sonde Phoenix a atterri près de la calotte polaire Nord en été. Sa découverte la plus intéressante est survenue lorsque le vaisseau spatial a tenté de creuser une tranchée peu profonde. Lorsque la poussière sus-jacente a été enlevée,  un matériau blanc brillant est apparu, interprété comme une sorte de glace. De la façon dont cette glace s'est sublimée au cours des jours suivants, il a été clair qu'il s'agissait d'eau gelée.
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L'atmosphère de Mars

L'air martien est composé principalement de dioxyde de carbone (95 %), auxquels s'ajoutent environ 2,7 % d'azote , 1,6 % d'argon et de très petites quantités d'oxygène, de monoxyde de carbone (CO) et de vapeur d'eau (0,03 %). Les proportions des différents gaz sont similaires à celles de l'atmosphère de Vénus, mais on trouve beaucoup moins de chaque gaz dans l'air ténu de Mars.

Une atmosphère sous antiseptique. - Grâce aux conditions d'observation très favorables présentées par Mars lors de son opposition de 2003, des études conduites à l'aide du télescope James Clerk Maxwell (Hawaii), ont pour la première fois mis en évidence la molécule de peroxyde d'hydrogène (H2O2) dans l'atmosphère martienne. Les chercheurs s'attendaient à ce que sur Mars, comme sur la Terre, la présence de catalyseurs dans l'atmosphère joue un rôle clé dans les cycles chimiques les plus importants. Un rôle justement attribué par les modèles théoriques au peroxyde d'hydrogène. Cette molécule qui est aussi, soit dit en passant, le composant actif d'un antiseptique bien connu, notre « eau oxygénée », pourrait donc ainsi bien commander à la logique du fonctionnement chimique de l'atmosphère martienne. 

Le vent martien est capable de soulever de très fines particules de poussière, qui peuvent parfois développer des tempêtes de poussière à l'échelle de la planète, un phénomène visible même depuis la Terre. Cela se produit généralement vers le moment où la planète passe à son périhélie. A cette époque, la température est relativement élevée et la calotte polaire sud s'évapore rapidement et libère des substances volatiles, ce qui augmente la pression atmosphérique. De nombreuses tempêtes de poussière martiennes majeures ont commencé dans les bassins Argyre, Chryse, Hellas, et Isidis, ainsi que dans la région de Valles Marineris. 
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En l'absence d'eau de surface, l'érosion éolienne joue un rôle majeur dans la sculpture de la surface martienne. Le vent sur Mars joue également un rôle important dans la redistribution des matériaux de surface. 
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Les nuages.
Sur Mars, hors de l'atmosphère, la plupart des composés volatils se rencontrent à l'état de glaces dans les calottes polaires, mais il y a suffisamment de vapeur d'eau pour que des nuages de glace d'eau se forment, tôt le matin ou tard le soir, à des altitudes de 10 à 15 km. Outre les nuages de poussière soulevés par le vent que l'on a évoqués, on observe ainsi dans l'atmosphère martienne deux autres types de nuages :

• Les nuages de glace d'eau. - Les nuages constitués de fines particules de glace d'eau sont similaires à ceux de la Terre. IIs  se forment souvent autour des montagnes, comme cela se produit sur notre planète. Sur Mars, c'est en été que les nuages de glace se forment sur les flancs des montagnes; en hiver, des brumes apparaissent au-dessus des pôles. 

• Les nuages de dioxyde de carbone. - Le dioxyde de carbone (CO2 ), qui est le principal constituant de l'atmosphère, peut se condenser à haute altitude (et parfois même au sol), à des températures de l'ordre d'environ 150 K (-123 °C) pour former des brumes de cristaux de neige carbonique. (Ces nuages de CO2 n'ont pas d'équivalent sur Terre, puisque sur notre planète les températures ne descendent jamais assez bas pour que ce gaz se condense).

La météo martienne.
Mars connaît des climats comparables à ceux de notre planète. Les températures (mesurées pendant plusieurs années par les stations météorologiques des sondes Viking) varient considérablement avec les saisons. Cela est dû  à l'orbite excentrique et à l'inclinaison axiale de Mars, mais aussi  à l'absence d'océans modérateurs et de couverture nuageuse consistante. En règle générale, le maximum estival, mesuré par la station de Viking 1 était de 240 K (-33 °C), chutant à 190 K (-83 ° C) au même endroit juste avant l'aube. Les températures de l'air les plus basses, mesurées plus au nord par Viking 2, étaient d'environ 173 K (-100 ° C). Pendant l'hiver, Viking 2 a également photographié des dépôts de givre (gel d'eau) sur le sol. Quelle que soit la saison, la planète reste un monde très froid. La température moyenne y est de -23 °C. La température la plus chaude enrégistrée sur Mars (par le rover Spirit) était de 308 K (35-°C); la plus froide, mesurée aux pôles, de 120 K (-153 °C).

La question de l'eau liquide sur Mars

Les anciens cours d'eau de Mars.
Bien qu'aucune étendue d'eau liquide n'existe sur Mars aujourd'hui, les preuves s'accumulent indiquant que des rivières coulaient autrefois sur la Planète rouge. Deux types de formations géologiques semblent être des vestiges d'anciens cours d'eau, les vallées de ruissellement et les vallées d'écoulement, tandis qu'une troisième classe, dans laquelle on range des ravines plus petites, suggère des jaillissements intermittents d'eau liquide, encore aujourd'hui. 

Les vallées de ruissellement.
Dans les plaines équatoriales des hautes terres, il existe une multitude de petites vallées sinueuses et ramifiées - généralement de quelques mètres de profondeur, quelques dizaines de mètres de large et peut-être de 10 ou 20 kilomètres de long. Elles sont appelés vallées de ruissellement (ou vallées ramifiées) parce qu'elles ressemblent à ce que les géologues attendraient du ruissellement de surface d'anciennes chutes abondantes de pluie. Ces vallées de ruissellement semblent indiquer que dans un passé lointain la planète avait un climat très différent. Les dénombrements de cratères dans ces vallées montrent que cette partie de la planète est plus cratérisée que les mers lunaires mais moins que les hautes terres lunaires. On en déduit que les vallées de ruissellement sont probablement plus anciennes que les mers lunaires. Elles sont vraisemblablement âgés d'environ 4 milliards d'années.
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Les vallées d'écoulement.
Les vallées d'écoulement (ou vallées de débâcle) sont beaucoup plus grandes que les vallées de ruissellement; les plus grandes d'entre elles sont situés au nord du grand système de canyons et convergent vers le bassin de Chryse Planitia (où la sonde Pathfinder a atterri), bien que d'autres semblent être associés au bord nord-ouest d'Elysium. Ces vallées d'écoulement mesurent typiquement 10 km ou plus de large et des centaines de kilomètres de long. De nombreux éléments portent à penser qu'elles ont été creusés par d'énormes volumes d'eau courante, bien trop importants pour être produits par précipitations ordinaires. Elles semblent plutôt être liés à une très ancienne période d'inondations, à une époque où le climat était assez différent de l'actuel, permettant à l'eau liquide (probablement recouverte de glace) d'exister en quantité à la surface martienne. 

Pour autant que nous puissions en juger, les régions d'où proviennent les vallées d'écoulement contenaient une eau abondante gelée dans le sol sous forme de pergélisol. Une source locale de chauffage a dû libérer cette eau, entraînant une période d'inondation rapide et catastrophique. Peut-être que ce réchauffement était-il associé à la formation des plaines volcaniques sur Mars, qui remontent à peu près à la même époque que les vallées d'écoulement.

Il existe une hypothèse selon laquelle les volcans de Mars, à l'époque où ils étaient encore en activité, avaient libéré dans l'atmosphère d'énormes quantité de CO2 et de vapeur d'eau. Une telle accumulation de gaz dans l'atmosphère a dû, non seulement augmenter sa pression, mais sur elle a aussi provoqué un important effet de serre. Le climat de la Planète rouge a donc été plus chaud qu'actuellement. De plus, l'atmosphère étant riche en vapeur d'eau, il s'y est formé des nuages qui sont retombés en pluie, comme sur Terre, formant des fleuves et de grandes étendues d'eau de surface (lacs, mers...). Mais lorsque les volcans se sont éteints, l'atmosphère de Mars n'a plus été renouvelée. Elle s'est peu à peu évanouie dans l'espace. Beaucoup de vapeur d'eau a ainsi été perdue. Les fleuves et leurs exutoires ont disparu. L'effet de serre, quant à lui, a diminué et le climat s'est refroidi. L'eau qui subsistait est alors devenue glace. Elle reste désormais cachée, peut-on supposer, dans le sous-sol ou sous la forme des banquises polaires.
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Les ravines.
Les plus petits ravins ont été découvert sur les images transmises par Mars Global Surveyor, qui atteignaient une résolution de quelques mètres. Sur les parois abruptes des vallées et des cratères aux latitudes élevées, il existe de nombreux signes d'érosion qui ressemblent à des ravines creusées par l'eau qui coule, présentant un parcours sinueux, des rochers, et des débris dans leur fond. 

Ces ravines sont très jeunes : non seulement aucun cratère d'impact ne s'y superpose, mais dans certains cas, les ravines semblent recouper des dunes récentes déposées par le vent. Peut-être de l'eau liquide présente sous terre, d'abord retenue derrière un bouchon de glace, peut-elle jaillir soudainement pour produire des écoulements de surface de courte durée avant que l'eau ne gèle ou ne s'évapore.

Les ravines ont aussi la remarquable propriété de changer régulièrement avec les saisons martiennes. De nombreuses traînées sombres s'allongent en quelques jours, indiquant que quelque chose s'écoule vers le bas, soit de l'eau, soit des sédiments sombres. S'il s'agit d'eau, cela nécessite une source continue, soit de l'atmosphère, soit de sources qui puisent dans les couches d'eau souterraines (aquifères). L'hypothèse de l'eau souterraine semble cependant incompatible avec le fait que de nombreuses traînées sombres commencent à haute altitude sur les parois des cratères.

Une indication supplémentaire que les traînées sombres (appelées lignes de pente récurrentes) sont causées par l'eau a été recueillie en 2015 lorsque des spectres en ont été obtenus. On y a constaté la présence de sels hydratés produits par l'évaporation de l'eau salée. Si l'eau est salée, elle peut rester liquide assez longtemps pour s'écouler en aval sur des distances d'une centaine de mètres ou plus, avant de s'évaporer ou de pénétrer dans le sol. Cependant, cette découverte ne permet toujours pas d'identifier la source ultime de l'eau.
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Ravines sur le bord du cratère Newton (Terra Sirenum).
Crédit : MGS, JPL, NASA / Malin Space Science Systems.

Lacs et glaciers anciens.
Les rovers (Spirit, Opportunity, Curiosity, Perseverance) qui ont fonctionné ou fonctionnent encore à la surface de Mars n'ont pas pu atteindre les sites tels que les ravines, qui sont situés sur des pentes abruptes. Au lieu de cela, ils ont exploré des sites qui pourraient être des lits de lacs asséchés, remontant à une époque où le climat sur Mars était plus chaud et l'atmosphère plus épaisse, c'est-à-dire à une époque où les conditions permettaient à l'eau d'être liquide à la surface. De fait, il existe de nombreux exemples de tels possibles petits lacs martiens asséchés, qui présentent des structures pouvant s'interpréter comme les résultats d'une sédimentation.

• Le site d'atterrissage de Spirit a été spécifiquement choisi pour pouvoir explorer ce qui ressemblait à un ancien lit de lac dans le cratère d'impact Gusev, dans lequel débouche une grande vallée (Ma'adim Vallis) par laquelle l'eau aurait pu être apportée. Cependant, lorsque la sonde a atterri, il a découvert que l'ancien lit du lac avait été recouvert de fines coulées de lave, bloquant l'accès du rover aux roches sédimentaires qu'on avait espéré trouver. Restent toutefois des affleurements rocheux sur les collines qui pourraient s'interpréter comme les résultats d'inondations et d'assèchements successifs.

• Opportunity a eu plus de chance. En étudiant les parois d'un petit cratère nommé Eagle, il a détecté des roches sédimentaires disposées en couches. Ces roches contenaient des preuves chimiques d'évaporation, suggérant qu'il y avait bien eu un lac salé peu profond à cet endroit. Dans ces roches sédimentaires se trouvaient également de petites sphères riches en hématite minérale, qui ne se forme que dans les environnements aqueux. Apparemment, ce très grand bassin a été autrefois sous l'eau.

• Le rover Curiosity a atterri à l'intérieur du cratère Gale, où des photos prises depuis l'orbite suggèraient également une érosion hydrique passée. Il a découvert de nombreuses roches sédimentaires, certaines sous forme de mudstones ( =  roches sédimentaire à grain fin, originellement issues de boues) provenant d'un ancien lit de lac; il a également trouvé des indices de roches engendrées par l'action des eaux peu profondes au moment de la formation des sédiments.

Changement climatique sur Mars.
Les arguments en faveur de l'existence d'anciens fleuves et lacs d'eau sur Mars discutés jusqu'à présent suggèrent qu'il y a des milliards d'années, les températures martiennes devaient être plus chaudes et l'atmosphère devait être plus substantielle qu'elle ne l'est aujourd'hui. Reste à expliquer le comment d'une évolution aussi radicale. Le scénario envisagé peut être le suivant :

Comme la Terre, Mars s'est probablement formée avec une température de surface plus élevée grâce à l'effet de serre. Mais Mars est une planète plus petite, et sa gravité plus faible signifie que les gaz atmosphériques peuvent s'échapper plus facilement que de la Terre (ou de Vénus). L'évaporation progressive de l'atmosphère martienne dans l'espace a eu pour conséquence une diminution de l'effet de serre et, partant, une abaissement de la température à la surface.

Finalement, Mars est devenue si froide que la majeure partie de l'eau a gelé hors de l'atmosphère, réduisant encore sa capacité à retenir la chaleur. La planète a ainsi connu une sorte d'effet de réfrigérateur incontrôlable, à l'opposé de l'effet de serre incontrôlable qui s'est produit sur Vénus. Probablement, cette perte d'atmosphère a eu lieu moins d'un milliard d'années après la formation de Mars. Le résultat est l'actuelle Mars froide et sèche.

Cependant, les conditions à quelques mètres sous la surface martienne peuvent être très différentes. Là, de l'eau liquide (en particulier de l'eau salée) pourrait persister, maintenue au chaud par la chaleur interne de Mars ou les couches isolantes solides et rocheuses.
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Les tests concernant l'absorption de nutriments et l'existence d'échanges gazeux n'ont pas été négatifs, mais ils ont pu s'interpréter comme causés par des réactions chimiques qui ont commencé lorsque de l'eau a été ajoutée au sol et n'avaient rien à voir avec une activité biologique. En fait, ces expériences ont surtout appris que le sol martien est beaucoup plus actif chimiquement que les sols terrestres en raison de son exposition au rayonnement ultraviolet solaire (puisque Mars n'a pas de couche d'ozone).

D'autres facteurs sont susceptibles de modifier la climatologie martienne. Il existe ainsi plusieurs indices que Mars a connu connaître des cycles climatiques à long terme. En particulier, des dépôts fortement laminés (stratifiés) suggèrent une histoire géologique d'alternance de climats plus chauds et plus froids, qui a peut être été causée par l'évolution cyclique évoquée plus haut de l'orbite et de l'inclinaison de la planète; l'excentricité orbitale de Mars varie de 0,004 à 0,141 sur des dizaines de milliers d'années, tandis que l'inclinaison de son axe oscille de 14°,9 à 35°,5. 

Parfois, au cours de ces longs cycles, l'une ou les deux calottes polaires peuvent fondre, libérant une grande quantité de vapeur d'eau dans l'atmosphère. Un impact occasionnel d'une comète pourrait aussi produire une atmosphère temporaire suffisamment épaisse pour permettre à de l'eau liquide de rester à la surface pendant quelques semaines ou quelques mois.

La recherche d'organismes vivants sur Mars.
De tous les objets du Système solaire, Mars semble être le plus prometteur pour y rechercher des indications de l'existence d'organismes vivants extraterrestres, soit qu'ils aient existé dans le passé, et que l'on puisse retrouver sous la forme de microbes fossiles, soit même qu'ils existent ecore aujourd'hui dans les profondeurs du sol martien. La seule exigence partagée par tous les organismes vivants sur Terre est l'eau liquide (l'eau liquide n'est pas du tout une condition suffisante, mais elle est nécessaire). Par conséquent, le principe directeur pour évaluer l'habitabilité sur Mars (et ailleurs) doit être la recherche de l'eau liquide. 

Tester la possibilité, bien qu'improbable, d'une présence actuelle micro-organismes dans le sol martien était l'un des principaux objectifs des atterrisseurs Viking en 1976 et ils transportaient à cet effet des laboratoires biologiques miniatures. Bien qu'extrêmement sensibles, les expériences Viking n'ont détecté aucun indice en faveur de l'existence d'organismes vivants sur Mars. 
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La possibilité qu'il existe des organismes vivants à la surface de Mars n'est pas  complètement exclue, mais elle semble négligeable. En revanche, il semble toujours imaginable que des organismes vivants aient pu apparaître sur Mars il y a environ 4 milliards d'années, en même temps que sur la Terre. Les deux planètes offraient alors des conditions de surface très similaires. La recherche de vie fossile sur Mars semble ainsi un objectif légitime. C'est d'ailleurs déjà ce que visent les différentes missions du programme Perseverance qui doit rapporter sur Terre (à l'horizon 2031) des échantillons martiens.
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Les satellites de Mars : Phobos et Deimos

• Phobos mesure 27 km de diamètre. Il orbite à 9380 km du centre de Mars et accomplit une révolution en 459 mn (= 7 h 40 mn environ).

• Deimos mesure 15 km x 12 km x 11 km. Le rayon de son orbite est de 23 459 km et sa révolution s'accomplit en un peu plus d'un  jour et quart (30 heures environ) . 

La composition de ces deux objets, apparemment très différente de celle de Mars, incite à penser qu'il s'agit d'astéroïdes capturés. Leur densité et leur couleur extrêmement sombre rappelle les chondrites carbonées (météorites de type C). La roche dont sont constitués ces satellites, supposée poreuse et riche en carbone, pourrait également contenir de l'eau.

Phobos.

Deimos.

Troyens

Jean-Pierre Bibring, Mars : Planète bleue?, Odile Jacob, 2009. - Il y a de l'eau sur Mars, ou plutôt il en reste : on vient de la trouver. La planète rouge aurait donc été bleue. Elle est morte aujourd'hui, mais elle a peut-être abrité la vie, dans un passé que l'on sait désormais déchiffrer. Jean-Pierre Bibring, l'un des principaux acteurs de l'exploration martienne, nous fait revivre l'extraordinaire aventure qui vient d'aboutir à cette découverte majeure. Majeure, car elle révolutionne notre connaissance de l'histoire de Mars, laquelle éclaire d'un jour nouveau celle de la Terre et des autres objets du système solaire. Elle pose en termes inédits la question de l'apparition de la vie : phénomène banal dans l'Univers, ou exclusivement terrestre? Elle relance et oriente la recherche de vie extraterrestre. Enfin, au moment où le climat de notre planète risque de basculer dans l'inconnu, l'exploration de Mars permet de comprendre ce que la Terre, où l'eau s'est maintenue depuis des milliards d'années, a de véritablement singulier ; et qu'il faut à tout prix préserver. (couv.). Francis Rocard, Planète rouge, Mars mythes et explorations, 2e éd., Dunod, 2006.- Depuis fort longtemps déjà Mars nous fascine et nous aide à comprendre l'Univers : c'est son orbite particulière qui permit à Kepler de décrypter le mouvement des planètes, c'est sur Mars que les hommes ont imaginé des vies extraterrestres, et c'est sur Mars que des robots cherchent aujourd'hui les traces de vie qui nous aideraient tant à comprendre l'apparition du vivant dans l'Univers. Cet ouvrage nous entraîne tout d'abord dans l'histoire de cette longue relation entre Mars et les Terriens. Puis il décrit l'épopée des missions martiennes avec leur lot de succès et d'échecs. Il relate les raisons de ces échecs avec leurs conséquences ainsi que les technologies utilisées, et il rapporte certaines anecdotes vécues par les acteurs de ces exploits. Tous ces événements sont décrits avec le souci de mieux comprendre comment se construisent ces projets spatiaux hors du commun. Récemment, Mars Express et les rovers de la NASA nous ont transmis des informations cruciales sur l'histoire de la planète et particulièrement sur cette période très ancienne où son environnement était probablement propice à l'apparition de la vie. Cette version moderne de l'exploration progresse sur les pas des pionniers qui explorèrent jadis la Terre préparant un avenir plus lointain qui verra, probablement, un jour un homme fouler le sol de la planète rouge. (couv). Olivier de Goursac, Visions de Mars, La Martinière, 2004.- Cet ouvrage rassemble pour la première fois une sélection des plus belles images de Mars retravaillées par un spécialiste de l'imagerie spatiale. Olivier de Goursac nous livre ici le résultat de nombreuses années de travail consacrées au traitement de centaines de clichés. La plupart de ces photographies n'ont jamais été dévoilées au grand public. L'auteur est parvenu à améliorer de façon spectaculaire la qualité et la résolution de chaque cliché qui révèle l'étonnante diversité des paysages et la profusion des détails pittoresques. Une découverte de la planète rouge comme jamais vous ne l'avez vue! (couv.).  Guillaume Cannat et Didier Jamet, Mars comme si vous y étiez, Eyrolles, 2004. --Il y a eu de l'eau à l'état liquide sur Mars! Cette hypothèse s'est renforcée grâce aux observations des robots martiens américains Spirit et Opportunity et de la sonde européenne Mars Express. Avec de l'eau, une atmosphère et des températures à peine plus rigoureuses qu'en Antarctique, les espoirs de découvrir des traces fossiles ou non d'une certaine évolution biologique martienne semblent aux yeux des amateurs de raccourcis de plus en plus grands. L'occasion est belle de porter un nouveau regard sur la planète du dieu de la Guerre des Romains, de voir en quoi elle se distingue ou se rapproche de la Terre, comment son apparence nous renseigne sur son passé et nous informe sur notre avenir. À l'heure où l'on reparle d'envoyer des humains sur Mars, une lecture entièrement renouvelée du paysage martien s'impose. C¹est ce que propose cet ouvrage grand public qui s'appuie sur les plus récentes et les plus spectaculaires images de la planète rouge. (d'après la couv.). F. Forget, F. Costard, Ph. Lognognet, La planète Mars, histoire d'un autre monde, Belin, 2006; Mary Chapman, The geology of Mars, evidence of earth-based analogs, Cambridge University Press, 2007; David Harland, Water and the search for life on Mars, Springer, 2005. Serge Brunier, Observer Mars, Larousse, 2005; Eugène Antoniadi, La planète Mars, Burillier. Francis Rocard, Planète rouge, Mars : mythes et explorations, Dunod, 2003. -  Pierre Lagrange, Hélène Huguet, Sur Mars (le guide du touriste spatial), EDP Sciences, 2003. - Philippe Morel et al. Au plus près de Mars, Vuibert, 2003. - Serge Brunier, Observer Mars (avec une carte de Mars, niveau débutant à amateur confirmé), Bordas, 2001. - François Costard, La planète Mars, PUF (QSJ), 2000. - Charles Frankel, La vie sur Mars, Le Seuil, 1999. Romans : Ray Bradbury, Chroniques martiennes, Gallimard, 2001; Fredric Brown, Martiens, go home!, Gallimard, 2000; H.G. Wells, La Guerre des mondes, Gallimard, 1998.