vignette|droite|Basaltes (en bleu) et olivines (en violet) de Ganges Chasma (Valles Marineris) vus par le spectromètre infrarouge THEMIS de la sonde 2001 Mars Odyssey. vignette|droite|Image en fausses couleurs, prise le par l'instrument HiRISE de la sonde MRO, d'un glissement de terrain dans le cratère Zunil par et , sur la paroi interne au sud-est du cratère. Celui-ci n'est pas très ancien, moins de dix millions d'années, et le glissement de terrain est suffisamment récent pour n'avoir pas encore été recouvert de poussières ; il a pu être provoqué par un séisme ou par un impact météoritique survenu très récemment.

La géologie de Mars, parfois appelée aréologieLe terme aréologie, peu usité, est présent dans peu de dictionnaires ; il dérive étymologiquement du grec ancien désignant le dieu Arès des Grecs, lequel correspond au dieu Mars des Romains., recouvre l'étude scientifique de la planète Mars, de ses propriétés physiques, de ses reliefs, de sa composition, de son histoire et de tous les phénomènes qui l'ont affectée ou l'affectent encore.

Il s'agit d'une discipline relativement récente, inaugurée le à l'occasion du premier survol de Mars par la sonde spatiale Mariner 4, qui permit de découvrir une planète dépourvue de champ magnétique global, présentant une surface cratérisée rappelant celle de la Lune, une atmosphère ténue, une pression au sol d'environ et une température moyenne de . Cependant, c'est avec la sonde Mariner 9 que l'étude systématique et approfondie de la planète Mars commence, le . Premier engin à se satelliser autour d'une autre planète que la Terre, Mariner 9 a permis de cartographier la totalité de la surface martienne avec une résolution comprise entre et par pixel, révélant toutes les structures géologiques majeures de la planète, sa dichotomie crustale, ses massifs volcaniques gigantesques et son système de canyons appelé Valles Marineris en référence au programme Mariner en général, et à en particulier.

Ensuite, le programme Viking à la fin des années 1970, le programme Phobos à la fin des années 1980 et les missions Mars Global Surveyor et Mars Pathfinder dans les années 1990, ont permis d'affiner les connaissances sur la « planète rouge ». Les orbiteurs , et Mars Express, ainsi que les rovers et au sol, complétés par l'atterrisseur , ont ouvert la voie à une véritable étude géologique martienne. Les études se poursuivent en 2012 avec la mission américaine et la mission russe Phobos-Grunt, qui emportait le petit satellite chinois Yinghuo 1 pour étudier l'interaction du vent solaire et de l'atmosphère de MarsL'expédition Phobos-Grunt a été un échec. Phobos-Grunt n'ayant pu se placer sur l'orbite de transit vers Mars après son lancement, la sonde chinoise s'est écrasée sur Terre dimanche en plein océan Pacifique.. À horizon plus lointain on peut citer le robot mobile européen ExoMars du programme Aurora, destiné à analyser le sol en vue d'y rechercher des traces d'exobiologie passée ou présente, ainsi que la mission Mars Sample Return, partagée entre l'Agence spatiale européenne et la NASA, conçue pour rapporter quelques centaines de grammes d'échantillons de sol martien sur Terre.

vignette|droite|450px|Carte topographique de Mars, élaborée à partir des mesures du (MOLA) de Mars Global Surveyor. Elle permet de repérer les grandes formations géologiques martiennes, notamment : - la dichotomie crustale entre hémisphères nord et sud ; - les grands bassins d'impact de l'hémisphère sud, Argyre par et , Hellas par et et, au nord, Utopia Planitia par et ; - le renflement de Tharsis et les trois volcans de Tharsis Montes ainsi qu'Olympus Mons et Alba Mons, dans l'hémisphère nord à gauche, et, à droite, les volcans d'Elysium, près d'Utopia ; - le système de canyons de Valles Marineris, partant de la région de Tharsis jusqu'au petit bassin d'impact de Chryse Planitia centré par et environ.

L'étude systématique de la planète a radicalement transformé la vision que nous en avions. Mars est aujourd'hui perçue comme une planète au passé riche et géologiquement très actif, entourée jadis d'un champ magnétique global et qui possédait alors presque certainement une atmosphère épaisse et de grandes quantités d'eau liquide plutôt acide. De surcroît, son noyau serait toujours essentiellement, voire entièrement, liquide, et il n'est pas totalement exclu que certains volcans puissent encore connaître une activité épisodique.

Cadre physique

Quatrième planète du système solaire en partant du Soleil, Mars est une planète tellurique moitié moins grande que la Terre, près de dix fois moins massive, dont la surface est un peu inférieure à celle des terres émergées de notre planète (144,8 contre de kilomètres carrés). La gravité y est le tiers de celle de la Terre, tandis que la durée du jour solaire martien, appelé « sol », excède celle du jour terrestre d'un peu moins de . Mars est une fois et demie plus éloignée du Soleil que la Terre, sur une orbite sensiblement plus elliptique et reçoit, selon sa position, entre deux et trois fois moins d'énergie solaire que notre planète. L'atmosphère de Mars étant de surcroît plus de cent cinquante fois moins dense que la nôtre et ne générant par conséquent qu'un effet de serre très limité, ce faible rayonnement solaire explique que la température moyenne sur Mars soit inférieure à .

vignette|La Terre et Mars à l'échelle.

Le tableau ci-dessous permet de comparer les valeurs de quelques paramètres physiques entre Mars et la Terre :

Le robot Curiosity de la NASA, qui s'est posé le sur Mars, a révélé des températures supérieures à dans le cratère de Gale, la mesure exacte étant soit environ Propos recueillis auprès de John Grotzinger, scientifique de la mission à l'Institut de technologie de Californie (Caltech), à Pasadena. Mars étant environ dix fois moins massive que la Terre mais dix fois plus massive que la Lune, sa surface présente des similitudes avec ces deux corps célestes. On y trouve des terrains criblés de cratères d'impact rappelant ceux de la Lune, mais aussi des formations d'origine tectonique et climatique comme sur Terre, notamment des volcans, des rifts, des vallées, des mesas, des champs de dunes et des calottes polaires. La fine atmosphère martienne, dans laquelle circulent des nuages localement abondants, est le siège d'une météorologie particulière, dominée par des tempêtes de poussières qui obscurcissent parfois la planète tout entière. Son excentricité orbitale, cinq fois plus marquée que celle de la Terre, est à l'origine d'une asymétrie saisonnière très sensible : dans l'hémisphère nord, la saison la plus longue est le printemps (), qui excède la plus courte (l'automne, ) de 35,5 % ; sur Terre, l'été, la saison la plus longue, n'excède la durée de l'hiver que de 5 %. Cette particularité explique également que la superficie de la calotte polaire australe se réduise nettement plus en été que celle de la calotte polaire boréale.

L'absence d'une flexure significative de la lithosphère martienne sous les dépôts du pôle Sud indique que le flux géothermique y est inférieur à . Un calcul analogue avait antérieurement conduit à une estimation de dans la région du pôle Nord. L'intérieur de Mars est donc beaucoup plus froid que celui de la Terre ( en moyenne)..

Cadre chronologique

La géologie martienne est marquée par la dichotomie crustale entre les basses plaines peu cratérisées de l'hémisphère nord et les hautes terres très cratérisées de l'hémisphère sud, avec, entre ces deux domaines principaux, deux régions volcaniques bien différentiées. En vertu du principe empirique selon lequel l'âge d'une région est une fonction croissante de son taux de cratérisation, ces trois types majeurs de terrains martiens ont très tôt été rattachés à trois époques caractéristiques de l'histoire géologique de la planète, nommées d'après des régions typiques de ces périodes :

Le Noachien (du nom de Noachis Terra) correspond aux terrains les plus anciens, depuis la formation de la planète il y a d'années, jusqu'à d'années selon l'échelle de Hartmann & Neukum (mais d'années selon l'échelle de Hartmann standard), fortement cratérisés et situés majoritairement dans l'hémisphère sud. Mars avait sans doute une atmosphère épaisse à cette époque, dont la pression et l'effet de serre ont certainement permis l'existence d'une hydrosphère grâce à de grandes quantités d'eau liquide. La fin de cette époque aurait été marquée par les impacts d'astéroïdes du grand bombardement tardif, daté aux environs de 4,1 à d'années, ainsi que par le début d'une intense activité volcanique, notamment dans la région du renflement de Tharsis.

L'Hespérien (du nom d'Hesperia Planum) correspond aux terrains de 3,7 à d'années selon l'échelle de Hartmann & Neukum (mais de 3,5 à d'années selon l'échelle de Hartmann standard), marqués par un épisode d'activité volcanique majeur se traduisant par des coulées de lave et des dépôts soufrés. Le champ magnétique global aurait disparu dès la fin du Noachien, permettant au vent solaire d'éroder l'atmosphère de Mars, dont la température et la pression au sol auraient commencé à baisser significativement, de sorte que l'eau liquide aurait cessé d'exister de façon permanente à la surface de la planète. L'Amazonien (du nom d'Amazonis Planitia) correspond aux terrains de moins de d'années selon l'échelle de Hartmann & Neukum (mais de seulement d'années selon l'échelle de Hartmann standard), très peu cratérisés et situés très majoritairement dans l'hémisphère nord, à une altitude inférieure au niveau de référence de la planète. L'activité volcanique se serait prolongée, en perdant de son intensité tout au long de cette époque, en quatre épisodes majeurs, le dernier survenant il y a environ cent millions d'années, certains terrains volcaniques semblant même ne dater que de quelques millions d'années. L'érosion de l'atmosphère par le vent solaire se serait prolongée pendant des milliards d'années jusqu'à ce que la pression se stabilise au voisinage du point triple de l'eau, dont la pression est de . Les structures géologiques amazoniennes sont marquées par l'aridité extrême de l'environnement martien, alors totalement dépourvu d'hydrosphère — ce qui n'empêche pas l'existence discontinue et épisodique d'eau liquide en certains points de la surface.

Cette chronologie en trois époques est aujourd'hui bien acceptée — la datation de chacune de ces époques demeure, en revanche, très incertaine — et permet de rendre compte des phénomènes observés à la surface de Mars par les différentes sondes en activité autour de cette planète, notamment la présence simultanée de minéraux, formés à des époques différentes, supposant pour les uns un environnement très humide et pour les autres au contraire l'absence totale d'eau liquide. Les datations proposées pour ces trois époques — ou éons — géologiques, selon l'échelle de Hartmann standard et l'échelle de Hartmann & Neukum, sont les suivantes (âges en millions d'années) :

Depuis 2004, on utilise aussi une échelle basée sur la minéralogie, avec des éons chronostratigraphiques (LHB correspond en anglais au grand bombardement tardif).

Structure interne

vignette|225px|Structure interne de la planète Mars :   - écorce d'environ d'épaisseur,   - manteau d'environ d'épaisseur,   - noyau d'environ de rayon, essentiellement, voire entièrement, liquide.

Écorce martienne