10.4 : La géologie de Mars

Objectifs d'apprentissage

• Discutez des principales missions qui ont exploré Mars
• Expliquez ce que nous avons appris en examinant les météorites provenant de Mars
• Décrire les différentes caractéristiques de la surface de Mars
• Comparez les volcans et les canyons de Mars avec ceux de la Terre
• Décrire les conditions générales à la surface de Mars

Mars est plus intéressante pour la plupart des gens que Vénus car elle est plus hospitalière. Même à distance de la Terre, nous pouvons observer les caractéristiques de la surface de Mars et suivre les changements saisonniers de ses calottes polaires (Figure\(\PageIndex{1}\)). Bien que la surface soit aujourd'hui sèche et froide, les preuves recueillies par des engins spatiaux suggèrent que Mars avait autrefois un ciel bleu et des lacs d'eau liquide. Aujourd'hui encore, c'est le genre d'endroit que l'on peut imaginer que des astronautes visitent et peut-être même y installent des bases permanentes.

Figure\(\PageIndex{1}\) Mars photographiée par le télescope spatial Hubble. C'est l'une des meilleures photos de Mars prises depuis notre planète, obtenue en juin 2001 alors que Mars n'était qu'à 68 millions de kilomètres. La résolution est d'environ 20 kilomètres, bien meilleure que celle que l'on peut obtenir avec des télescopes au sol, mais elle reste insuffisante pour révéler la géologie sous-jacente de Mars. (source : modification des travaux de la NASA et de l'équipe Hubble Heritage (STSci/Aura))

Exploration spatiale de Mars

Mars a été étudiée de manière intensive par des engins spatiaux. Plus de 50 vaisseaux spatiaux ont été lancés vers Mars, mais seulement la moitié environ ont été pleinement couronnés de succès. Le premier visiteur a été l'US Mariner 4, qui a survolé Mars en 1965 et a transmis 22 photos à la Terre. Ces photos montraient une planète apparemment sombre avec de nombreux cratères d'impact. À cette époque, les cratères étaient inattendus ; certaines personnes à tendance romantique espéraient encore voir des canaux ou quelque chose comme ça. Quoi qu'il en soit, les gros titres des journaux ont malheureusement annoncé que Mars était une « planète morte ».

En 1971, le Mariner 9 de la NASA est devenu le premier vaisseau spatial à orbiter autour d'une autre planète, cartographiant toute la surface de Mars à une résolution d'environ 1 kilomètre et découvrant une grande variété de caractéristiques géologiques, notamment des volcans, d'immenses canyons, des couches complexes sur les calottes polaires et des canaux qui semblaient avoir ont été coupés par l'eau courante. Géologiquement, Mars n'avait pas l'air si morte après tout.

Les deux vaisseaux Viking des années 1970 figuraient parmi les missions planétaires les plus ambitieuses et les plus réussies. Deux orbiteurs ont étudié la planète et ont servi à relayer les communications de deux atterrisseurs à la surface. Après une recherche passionnante et parfois frustrante d'un lieu d'atterrissage sûr, l'atterrisseur Viking 1 s'est posé à la surface de Chryse Planitia (les plaines d'or) le 20 juillet 1976, exactement 7 ans après le premier pas historique de Neil Armstrong sur la Lune. Deux mois plus tard, Viking 2 a atterri avec autant de succès dans une autre plaine plus au nord, appelée Utopia. Les atterrisseurs ont photographié la surface à haute résolution et ont mené des expériences complexes à la recherche de preuves de vie, tandis que les orbiteurs ont fourni une perspective globale de la géologie de Mars.

Mars a langui sans être visitée pendant deux décennies après Viking. Deux autres vaisseaux spatiaux ont été lancés vers Mars, par la NASA et l'Agence spatiale russe, mais tous deux ont échoué avant d'atteindre la planète.

La situation a changé dans les années 1990 lorsque la NASA a lancé un nouveau programme d'exploration utilisant des engins spatiaux plus petits et moins chers que Viking. La première des nouvelles missions, baptisée à juste titre Pathfinder, a fait atterrir le premier rover à roues à énergie solaire sur la surface martienne le 4 juillet 1997 (Figure\(\PageIndex{2}\)). Un orbiteur appelé Mars Global Surveyor (MGS) est arrivé quelques mois plus tard et a commencé à photographier en haute résolution toute la surface pendant plus d'une année martienne. La découverte la plus spectaculaire faite par cet engin spatial, qui est toujours en activité, est la présence de ravins apparemment creusés par les eaux de surface, comme nous le verrons plus loin. Ces missions ont été suivies en 2003 par l'orbiteur Mars Odyssey de la NASA et l'orbiteur Mars Express de l'ESA, tous deux équipés de caméras haute résolution. Un spectromètre gamma d'Odyssey a découvert une grande quantité d'hydrogène souterrain (probablement sous forme d'eau gelée). Parmi les orbiteurs suivants figuraient le Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA pour évaluer les futurs sites d'atterrissage, MAVEN pour étudier la haute atmosphère et Mangalayaan, en Inde, également axé sur l'étude des fines couches d'air de Mars. Plusieurs de ces orbiteurs sont également équipés pour communiquer avec les atterrisseurs et les rovers à la surface et servir de relais de données vers la Terre.

Figure vue de\(\PageIndex{2}\) la surface depuis Mars Pathfinder. La scène de l'atterrisseur Pathfinder montre une plaine balayée par le vent, sculptée il y a longtemps lorsque l'eau s'écoulait des hauts plateaux martiens vers la dépression où l'engin spatial a atterri. Le rover Sojourner, le premier véhicule à roues sur Mars, a à peu près la taille d'un four à micro-ondes. Sa partie supérieure plate contient des cellules solaires qui ont fourni de l'électricité pour faire fonctionner le véhicule. Vous pouvez voir la rampe depuis l'atterrisseur et le chemin emprunté par le rover jusqu'au plus gros rocher que l'équipe de mission a surnommé « Yogi ». (crédit : NASA/JPL)

En 2003, la NASA a lancé une série d'atterrisseurs sur Mars très réussis. Les deux rovers d'exploration de Mars (MER), baptisés Spirit et Opportunity, ont connu un succès bien au-delà de leur durée de vie prévue. L'objectif de conception des rovers était de parcourir 600 mètres ; en fait, ils ont parcouru ensemble plus de 50 kilomètres. Après avoir parcouru le pourtour de son bord, Opportunity a dévalé les parois abruptes jusqu'à un cratère d'impact appelé Victoria, puis a réussi avec difficulté à en redescendre pour reprendre sa route (Figure\(\PageIndex{3}\)). La poussière recouvrant les cellules solaires des rovers a provoqué une baisse de puissance, mais lorsqu'une tempête de poussière saisonnière a emporté la poussière, les rovers ont repris leur pleine activité. Afin de survivre à l'hiver, les rovers ont été placés sur des pentes afin de maximiser le chauffage solaire et la production d'électricité. En 2006, Spirit a perdu de la puissance sur l'une de ses roues, puis s'est retrouvée coincée dans le sable, où elle a poursuivi ses activités en tant que station au sol fixe. Pendant ce temps, en 2008, Phoenix (un vaisseau spatial « renaissant » à partir de pièces de rechange d'une précédente mission sur Mars qui avait échoué) a atterri près du bord de la calotte polaire nord, à 68° de latitude, et a directement mesuré la présence de glace d'eau dans le sol.

Figure\(\PageIndex{3}\) Victoria Cratère. (a) Ce cratère de Meridiani Planum mesure 800 mètres de large, ce qui le rend légèrement plus petit que le cratère Meteor sur Terre. Remarquez le champ de dunes à l'intérieur. (b) Cette image montre la vue depuis le rover Opportunity alors qu'il parcourait le bord du cratère Victoria à la recherche d'une route sûre vers l'intérieur du pays.

En 2011, la NASA a lancé sa mission sur Mars la plus importante (et la plus coûteuse) depuis Viking. Le rover Curiosity d'une tonne, de la taille d'une voiture sous-compacte, est équipé de générateurs électriques alimentés au plutonium, de sorte qu'il ne dépend pas de la lumière solaire pour son alimentation. Curiosity a fait un atterrissage précis sur le fond du cratère Gale, un site sélectionné pour sa géologie complexe et les preuves qu'il avait été submergé par l'eau dans le passé. Auparavant, les atterrisseurs sur Mars étaient envoyés sur des terrains plats présentant peu de dangers, en raison de leur faible précision de ciblage. Les objectifs scientifiques de Curiosity incluent des recherches sur le climat et la géologie, ainsi que l'évaluation de l'habitabilité des environnements martiens passés et présents. En 2018, l'atterrisseur InSight de la NASA s'est posé sur Mars à bord d'une série d'instruments scientifiques. Il s'agit notamment d'un colis (surnommé « la taupe ») qui creusera la surface de Mars 1 mm à la fois, dans l'espoir d'atteindre une profondeur de 5 mètres grâce à des capteurs de chaleur. Aucune de ces missions ne comporte toutefois d'instrument de détection de vie spécifique. Jusqu'à présent, les scientifiques n'ont pas été en mesure de concevoir un instrument simple permettant de distinguer les matériaux vivants des matériaux non vivants sur Mars.

Le rover Curiosity a nécessité une séquence d'atterrissage remarquablement complexe et la NASA a réalisé une vidéo à ce sujet intitulée « 7 Minutes of Terror » qui est devenue virale sur Internet.

Un résumé vidéo spectaculaire des deux premières années d'exploration de la surface martienne par Curiosity peut également être visionné.

Échantillons martiens

Une grande partie de ce que nous savons de la Lune, y compris les circonstances de son origine, provient d'études d'échantillons lunaires, mais les engins spatiaux n'ont pas encore renvoyé d'échantillons martiens sur Terre pour analyse en laboratoire. C'est donc avec grand intérêt que les scientifiques ont découvert que des échantillons de matériel martien se trouvent néanmoins déjà sur Terre et peuvent être étudiés. Elles font toutes partie d'une classe rare de météorites (Figure\(\PageIndex{4}\)) : des roches tombées de l'espace.

Figure Météorite\(\PageIndex{4}\) martienne. Ce fragment de basalte, éjecté de Mars lors d'un impact formant un cratère, est finalement arrivé à la surface de la Terre.

Comment des roches se seraient-elles échappées de Mars ? De nombreux impacts se sont produits sur la planète rouge, comme le montre sa surface fortement cratérisée. Les fragments projetés lors d'impacts importants peuvent s'échapper de Mars, dont la gravité de surface ne représente que 38 % de celle de la Terre. Bien plus tard (généralement quelques millions d'années), une toute petite fraction de ces fragments entre en collision avec la Terre et survit à leur passage dans notre atmosphère, tout comme les autres météorites. (Nous aborderons les météorites plus en détail dans le chapitre sur les échantillons cosmiques et l'origine du système solaire.) D'ailleurs, des roches de la Lune ont également atteint notre planète sous forme de météorites, bien que nous n'ayons pu démontrer leur origine lunaire qu'en les comparant aux échantillons renvoyés par les missions Apollo

La plupart des météorites martiennes sont des basaltes volcaniques ; la plupart d'entre elles sont également relativement jeunes, âgées d'environ 1,3 milliard d'années. Les détails de leur composition nous indiquent qu'ils ne proviennent ni de la Terre ni de la Lune. De plus, aucune activité volcanique sur la Lune n'a permis de les former il y a 1,3 milliard d'années. Il serait très difficile pour les éjections provenant des impacts sur Vénus de s'échapper par l'épaisse atmosphère. En cours d'élimination, la seule origine raisonnable semble être Mars, où les volcans Tharsis étaient actifs à cette époque.

L'origine martienne de ces météorites a été confirmée par l'analyse de minuscules bulles de gaz piégées à l'intérieur de plusieurs d'entre elles. Ces bulles correspondent aux propriétés atmosphériques de Mars telles que mesurées pour la première fois directement par Viking. Il semble que du gaz atmosphérique ait été piégé dans la roche par le choc de l'impact qui l'a éjectée de Mars et l'a mise en route vers la Terre.

L'un des résultats les plus intéressants de l'analyse de ces échantillons martiens a été la découverte d'eau et de composés organiques (à base de carbone) dans ceux-ci, ce qui suggère que Mars a peut-être déjà abrité des océans et peut-être même de la vie à sa surface. Comme nous l'avons déjà laissé entendre, il existe d'autres preuves de la présence d'eau courante sur Mars dans un passé lointain, voire même jusqu'à aujourd'hui.

Dans cette section et les suivantes, nous allons résumer l'image de Mars telle que révélée par toutes ces missions exploratoires et par environ 40 échantillons prélevés sur Mars.

Propriétés globales de Mars

Mars a un diamètre de 6 790 kilomètres, soit un peu plus de la moitié du diamètre de la Terre, ce qui lui confère une superficie totale presque égale à la zone continentale (terrestre) de notre planète. Sa densité globale de 3,9 g/cm ³ suggère une composition composée principalement de silicates mais avec un petit noyau métallique. La planète n'a pas de champ magnétique global, bien que certaines zones de forte aimantation de surface indiquent qu'il y avait un champ mondial il y a des milliards d'années. Apparemment, la planète rouge ne possède aujourd'hui aucune matière liquide susceptible de conduire l'électricité.

Grâce au Mars Global Surveyor, nous avons cartographié la planète entière, comme le montre la figure\(\PageIndex{5}\). Un altimètre laser embarqué a effectué des millions de mesures distinctes de la topographie de la surface avec une précision de quelques mètres, ce qui est suffisant pour montrer même le dépôt et l'évaporation annuels des calottes polaires. Comme la Terre, la Lune et Vénus, la surface de Mars comprend des zones continentales ou montagneuses ainsi que de vastes plaines volcaniques. L'altitude totale entre le sommet de la plus haute montagne (Olympus Mons) et le fond du bassin le plus profond (Hellas) est de 31 kilomètres.

Figure une carte de\(\PageIndex{5}\) Mars à partir de la télémétrie Ces globes sont des cartes topographiques très précises, reconstruites à partir de millions de mesures d'altitude individuelles effectuées avec le Mars Global Surveyor. La couleur est utilisée pour indiquer l'altitude. L'hémisphère de gauche comprend le renflement de Tharsis et l'Olympus Mons, la plus haute montagne de Mars ; l'hémisphère de droite comprend le bassin de Hellas, dont l'altitude est la plus basse de Mars.

Environ la moitié de la planète est constituée de terrains montagneux fortement cratérisés, situés principalement dans l'hémisphère sud. L'autre moitié, qui se trouve principalement au nord, contient des plaines volcaniques plus jeunes et légèrement cratérisées à une altitude moyenne d'environ 5 kilomètres plus basse que les hautes terres. Souvenez-vous que nous avons vu un schéma similaire sur Terre, sur la Lune et sur Vénus. Une division géologique entre des hauts plateaux plus anciens et des plaines de basses terres plus jeunes semble être caractéristique de toutes les planètes terrestres à l'exception de Mercure.

De l'autre côté de la division nord-sud de Mars se trouve un continent surélevé de la taille de l'Amérique du Nord. Il s'agit du renflement de Tharsis, haut de 10 kilomètres, une région volcanique couronnée par quatre grands volcans qui s'élèvent encore plus haut dans le ciel martien.

Volcans sur Mars

Les plaines de Mars ressemblent beaucoup à la maria lunaire et présentent à peu près la même densité de cratères d'impact. Comme la maria lunaire, elles se sont probablement formées il y a 3 à 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 dans la région de Tharsis (vous pouvez les voir sur la figure\(\PageIndex{5}\)), bien que des volcans plus petits parsèment une grande partie de la surface. Le volcan le plus spectaculaire de Mars est l'Olympus Mons (mont Olympe), dont le diamètre est supérieur à 500 kilomètres et dont le sommet s'élève à plus de 20 kilomètres au-dessus des plaines environnantes, soit trois fois plus haut que la plus haute montagne de la planète (Figure\(\PageIndex{6}\)). Le volume de cet immense volcan est presque 100 fois supérieur à celui du Mauna Loa à Hawaï. Placé à la surface de la Terre, Olympus couvrirait largement l'ensemble de l'État du Missouri.

Figurine\(\PageIndex{6}\) Olympus Mons. Le plus grand volcan de Mars, et probablement le plus grand du système solaire, est l'Olympus Mons, illustré dans ce rendu généré par ordinateur basé sur les données de l'altimètre laser de Mars Global Surveyor. Placée sur Terre, la base d'Olympus Mons couvrirait complètement l'État du Missouri ; la caldeira, l'ouverture circulaire au sommet, mesure 65 kilomètres de large, soit à peu près la taille de Los Angeles.

Les images prises depuis l'orbite permettent aux scientifiques de rechercher des cratères d'impact sur les pentes de ces volcans afin d'estimer leur âge. De nombreux volcans présentent un bon nombre de ces cratères, ce qui suggère qu'ils ont cessé leur activité il y a un milliard d'années ou plus. Cependant, Olympus Mons possède très peu de cratères d'impact. Sa surface actuelle ne peut pas être vieille de plus de 100 millions d'années ; elle est peut-être même beaucoup plus jeune. Certaines des coulées de lave d'apparence fraîche se sont peut-être formées il y a cent ans, mille ou un million, mais géologiquement parlant, elles sont assez jeunes. Cela amène les géologues à conclure qu'Olympus Mons reste probablement actif par intermittence aujourd'hui, ce que les futurs promoteurs de terrains martiens voudront peut-être garder à l'esprit.

Fissures et canyons martiens

Le renflement de Tharsis possède de nombreuses caractéristiques géologiques intéressantes en plus de ses énormes volcans. Dans cette partie de la planète, la surface elle-même s'est renflée vers le haut, sous l'effet de fortes pressions venant du bas, ce qui a provoqué une fissuration tectonique importante de la croûte. Parmi les caractéristiques tectoniques les plus spectaculaires de Mars figurent les canyons appelés les Valles Marineris (ou vallées marines, du nom de Mariner 9, qui nous les a révélés pour la première fois), qui sont illustrés sur la figure\(\PageIndex{7}\). Ils s'étendent sur environ 5 000 kilomètres (près du quart du périmètre de Mars) le long des pentes du renflement de Tharsis. S'il était sur Terre, ce système de canyons s'étendrait de Los Angeles à Washington, DC. Le canyon principal mesure environ 7 kilomètres de profondeur et jusqu'à 100 kilomètres de largeur, suffisamment grand pour que le Grand Canyon du fleuve Colorado s'intègre confortablement dans l'un de ses canyons latéraux.

Figure\(\PageIndex{7}\) des canyonlands fortement érodés sur Mars. Cette image montre le complexe de canyons de Valles Marineris, d'une largeur de 3 000 kilomètres et d'une profondeur de 8 kilomètres.

Une excellente visite vidéo de 4 minutes de Valles Marineris, racontée par le planétologue Phil Christensen, est disponible pour visionnage.

Le terme « canyon » est quelque peu trompeur ici car les canyons de Valles Marineris n'ont pas de débouché et n'ont pas été coupés par l'eau courante. Il s'agit essentiellement de 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 s'infiltrant à partir de sources profondes et en creusant les falaises. Cette sous-cotation a entraîné des glissements de terrain qui ont progressivement élargi les fissures d'origine dans les grandes vallées que nous voyons aujourd'hui (Figure\(\PageIndex{8}\)). Aujourd'hui, la principale forme d'érosion dans les canyons est probablement le vent.

Figure Glissements de terrain\(\PageIndex{8}\) martiens. Cette image de l'orbiteur viking montre Ophir Chasma, l'une des vallées connectées du système de canyons de Valles Marineris. Regardez attentivement et vous pouvez voir d'énormes glissements de terrain dont les débris s'accumulent sous la paroi de la falaise, qui s'élève jusqu'à 10 kilomètres au-dessus du fond du canyon.

Bien que le renflement de Tharsis et les Valles Marineris soient impressionnants, nous voyons généralement moins de structures tectoniques sur Mars que sur Vénus. Cela peut s'expliquer en partie par une baisse générale de l'activité géologique, comme on pourrait s'y attendre pour une planète plus petite. Mais il est également possible que des preuves d'une faille généralisée aient été enfouies 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 voile de terre.

La vue sur la surface martienne

Les premiers vaisseaux spatiaux à atterrir avec succès sur Mars étaient Vikings 1 et 2 et Mars Pathfinder. Tous ont renvoyé des photos montrant un paysage désolé mais d'une beauté étrange, comprenant de nombreuses roches angulaires entrecoupées de dépôts de sol rougeâtre ressemblant à des dunes (Figure\(\PageIndex{9}\)).

Figure\(\PageIndex{9}\) trois sites d'atterrissage martiens. Les atterrisseurs Viking 1 à Chryse, Pathfinder dans la vallée d'Arès et Viking 2 à Utopia ont tous photographié leur environnement immédiat. Il ressort de la similitude de ces trois photos que chaque vaisseau spatial s'est posé sur une plaine plate balayée par le vent et jonchée de roches allant de petits cailloux à des rochers d'un mètre. Il est probable que la majeure partie de Mars ressemble à cela à la surface.

Ces trois atterrisseurs ont été ciblés sur un terrain relativement plat de basse altitude. Les instruments embarqués sur les atterrisseurs ont révélé que le sol était constitué d'argiles et d'oxydes de fer, comme on s'y attendait depuis longtemps en raison de la couleur rouge de la planète. Toutes les roches mesurées semblaient être d'origine volcanique et à peu près de la même composition. Plus tard, les atterrisseurs ont été ciblés pour atterrir dans des zones apparemment inondées dans le passé, où les couches de roches sédimentaires formées en présence d'eau sont courantes. (Il faut toutefois noter que presque toute la planète est recouverte d'au moins une fine couche de poussière soufflée par le vent).

Les atterrisseurs Viking comprenaient des stations météorologiques qui ont fonctionné pendant plusieurs années, fournissant un aperçu de la météo martienne. Les températures qu'ils ont mesurées variaient considérablement selon les saisons, en raison de l'absence de modération des océans et des nuages. En général, le maximum estival à Viking 1 était de 240 K (—33 °C), puis il est tombé 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 d'eau sur le sol (Figure\(\PageIndex{10}\)). Nous tenons à dire « gel d'eau » ici parce qu'à certains endroits de Mars, il fait suffisamment froid pour que le dioxyde de carbone (glace sèche) gèle également de l'atmosphère.

Figure\(\PageIndex{10}\) Water Frost in Utopia. Cette image du gel de surface a été photographiée sur le site d'atterrissage de Viking 2 à la fin de l'hiver.

La plupart des vents mesurés sur Mars ne sont que de quelques kilomètres par heure. Cependant, Mars est capable de grandes tempêtes de vent qui peuvent envelopper la planète entière de poussière soufflée par le vent. De tels vents violents peuvent dépouiller la surface d'une partie de sa poussière fine et lâche, laissant la roche exposée. Les derniers rovers ont découvert que chaque après-midi ensoleillé, l'atmosphère devenait turbulente lorsque la chaleur montait de la surface. Cette turbulence a généré des tourbillons de poussière, qui jouent un rôle important dans l'évacuation des fines poussières dans l'atmosphère. Lorsque les tourbillons de poussière enlèvent la couche supérieure de poussière légère et exposent la matière plus foncée qui se trouve en dessous, ils peuvent créer des motifs fantastiques sur le sol (Figure\(\PageIndex{11}\)).

Le vent sur Mars joue un rôle important dans la redistribution des matériaux de surface. La figure\(\PageIndex{11}\) montre une belle zone de dunes de sable foncé sur un matériau plus clair. Une grande partie du matériel extrait des canyons martiens a été déversée dans de vastes champs de dunes comme celui-ci, principalement à de hautes latitudes.

Figurine\(\PageIndex{11}\) Dust Devil Tracks et dunes de sable. (a) Cette photo haute résolution prise par Mars Global Surveyor montre les traces sombres de plusieurs tourbillons de poussière qui ont enlevé une fine couche de poussière de couleur claire. Cette vue montre une zone d'environ 3 kilomètres de large. Les tourbillons de poussière sont l'un des principaux moyens par lesquels la poussière est redistribuée par les vents martiens. Ils peuvent également aider à garder les panneaux solaires de nos rovers exempts de poussière. (b) Ces dunes de sable soufflées par le vent sur Mars recouvrent une surface sablonneuse plus claire. Dans cette vue à haute résolution, chaque dune mesure environ 1 kilomètre de large.

Concepts clés et résumé

La plupart de ce que nous savons de Mars provient de vaisseaux spatiaux : des orbiteurs, des atterrisseurs et des rovers très performants. Nous avons également pu étudier quelques roches martiennes qui ont atteint la Terre sous forme de météorites. Mars possède des hautes terres fortement cratérisées dans son hémisphère sud, mais des plaines volcaniques inférieures plus jeunes sur la majeure partie de sa moitié nord. Le renflement de Tharsis, aussi grand que l'Amérique du Nord, comprend plusieurs énormes volcans ; Olympus Mons mesure plus de 20 kilomètres de haut et 500 kilomètres de diamètre. Les canyons de Valles Marineris sont des éléments tectoniques élargis par l'érosion. Les premiers habitants n'ont découvert que des plaines arides et balayées par le vent, mais les missions ultérieures ont visité des lieux plus variés sur le plan géologique (et pittoresque). Les sites d'atterrissage ont été sélectionnés en partie pour rechercher des preuves de la présence d'eau dans le passé.