L’atmosphère de Mars est la couche de gaz entourant la planète Mars. La pression au sol de l'atmosphère martienne varie entre () au sommet d'Olympus Mons et () dans les profondeurs de Hellas Planitia.. La pression moyenne est de ( soit , environ moins que sur Terre) et sa masse totale est estimée à ( de tonnes), soit environ moins que l'atmosphère terrestre ou encore le double de la masse combinée de ses deux satellites, Phobos et Déimos.
L'atmosphère de Mars, en majorité composée de dioxyde de carbone (96 %), d'argon (1,93 %) et de diazote (1,89 %)., contient des traces de dioxygène, d'eau, et de méthane. Elle est poussiéreuse pendant les tempêtes, conférant au ciel une couleur rouille lorsqu'elle est observée depuis la surface, et bleue lors des périodes d'accalmie... Les données de , et d'autres sondes indiquent qu'il s'agit de particules d'argile dont la taille médiane est comprise entre suivant les auteurs..
Depuis la détection du méthane., qui pourrait indiquer la présence de vie sur Mars, l'intérêt de l'étude de la planète et de son atmosphère s'est accru... Ce méthane pourrait résulter d'un processus géochimique ou volcanique.
Origine L'hypothèse de la nébuleuse solaire est celle généralement acceptée par la communauté scientifique. Cette nébuleuse était notamment composée de gaz et de poussières. Parmi ces gaz se trouvaient l'hydrogène et l'hélium qui, du fait de leur légèreté ont été entraînés par le vent solaire hors de la région centrale du système solaire (où Mars s'est formée). Toutefois, les gaz rares tels que le néon, le krypton, et le xénon, plus lourds, ont pu rester dans cette région de la nébuleuse solaire.
Les planètes, quant à elles, se sont formées par accrétion et condensation des gaz et des poussières sous l'influence de la gravitation. Après la formation de la planète, la température régnant à la surface a entraîné la libération dans l'atmosphère des gaz présents dans les minéraux et les poussières. Cette période de dégazage a probablement libéré, sur Mars, du CO2, de la vapeur d'eau (qui s'est ensuite décomposée en oxygène qui a oxydé les roches, et en hydrogène qui s'est échappé du fait de sa légèreté), du monoxyde de carbone et de l'azote.
Les impacts de météorites ont aussi joué un rôle dans la formation de l'atmosphère car ces corps ont libéré des gaz, lors de leur collision avec la surface, qui ont enrichi l'atmosphère de la planète. Toutefois, ils ne semblent pas constituer l'origine principale des gaz atmosphériques martiens. La composition isotopique du krypton et du xénon de l'atmosphère martienne permet, via la dilution dans l'atmosphère primitive des gaz libérés par les impacts, d'estimer que cette atmosphère primitive avait une pression d'au moins ..
Évolution Les découvertes faites à partir des observations du spectro-imageur OMEGA de la sonde Mars Express ont permis de proposer une échelle des temps géologiques alternative, fondée sur les périodes de formation des roches hydratées observées à la surface de Mars.. : le Phyllosien (du nom des phyllosilicates hydratés observés sur les terrains les plus anciens) : cette première ère martienne serait apparue peu de temps après la formation de la planète, il y a d’années. Pendant d’années, le climat sur Mars aurait été suffisamment chaud et humide et la pression atmosphérique suffisamment forte pour qu'il y ait de l’eau liquide ; le Theiikien (du grec ancien : , signifiant « sulfure ») : cette deuxième ère aurait eu lieu entre 4,2 et d’années. Au cours de cette période, un enchaînement d’événements aurait profondément modifié le climat martien, le rendant sec et acide, favorable à la formation des sulfates. En premier lieu, la dynamo martienne aurait cessé de fonctionner, privant la planète de son bouclier magnétique. Dès lors, les vents solaires auraient progressivement arraché à Mars son atmosphère. Puis d’importantes éruptions volcaniques à l’origine de la formation du dôme de Tharsis et du remplissage des plaines du nord auraient éjecté de grandes quantités de soufre dans l’atmosphère ; le Sidérikien (du nom grec « siderikos » signifiant ferrique) : cette troisième et dernière ère martienne aurait débuté il y a 3,8 ou d’années et se poursuivrait encore aujourd’hui. Durant cette période, l’atmosphère martienne, devenue très ténue et pauvre en vapeur d’eau, aurait lentement oxydé un sol martien riche en fer, donnant à la planète sa couleur rouge.
Il y a 3,6 milliards d'années Selon les résultats d'une étude publiée dans la revue Nature GeoscienceEdwin S. Kite, Jean-Pierre Williams, Antoine Lucas et Oded Aharonson, « », , doi:10.1038/ngeo2137, en ligne le 13 avril 2014.., , . Cette valeur a été obtenue grâce à l'analyse des images fournies par le () sur lesquelles apparaissent . En effet, , ce qui signifie que, pour une atmosphère donnée, il . Dans cette zone, 10 % des cratères ont un diamètre inférieur ou égal à 50 mètres. Un logiciel simulant l'arrivée de météorites sur Mars et prenant en compte des atmosphères de différentes densités a alors été utilisé. Bien que la pression atmosphérique estimée soit comparable à celle actuellement présente à la surface de la Terre, il semble que ce fût néanmoins et que l'atmosphère de Mars il y a 3,6 milliards d'années n'aurait jamais été assez dense pour permettre de façon durable des températures assez élevées pour l'émergence de la vie : les estimations indiquent en effet qu'il aurait fallu une atmosphère trois fois plus importante pour maintenir durablement la surface de Mars au-dessus du point de congélation. On peut donc en . Il en résulte que les coulées d'eau à la surface de Mars n'auraient été qu'épisodiques, résultat éventuel de , ou encore , ces deux derniers scénarios ayant pu épaissir l'atmosphère pendant plusieurs dizaines voire centaines d'années.
Structure L'atmosphère de Mars se subdivise en quatre couches majeures : la basse atmosphère, ou troposphère : c'est une région chaude affectée par la chaleur de la poussière flottant dans l'air et le sol ; la couche atmosphérique intermédiaire, ou mésosphère : Mars a un courant-jet qui parcourt cette région ; la haute atmosphère, ou thermosphère : la température est, dans cette région, élevée à cause de la chaleur solaire. Ici, les gaz atmosphériques commencent à se séparer les uns des autres plutôt que de former le mélange que l'on trouve dans les couches atmosphériques inférieures ; l'exosphère : commençant vers d'altitude, cette région est celle où l'atmosphère s'évanouit peu à peu dans l'espace. Il n'y a aucune frontière nette entre l'atmosphère et l'espace, elle disparaît peu à peu.
Troposphère + Pression atmosphérique en différents lieux de Mars et comparaisons Localisation Pression Sommet d'Olympus Mons Rayon moyen de Mars ( selon la saison) Site de l’atterrisseur Viking 1 (Chryse Planitia) Fond d'Hellas Planitia Limite Armstrong Sommet de l'Everest . Terre au niveau de la mer
La troposphère martienne s'étend jusqu'à environ d'altitude., voire R. M. Haberle, Thermodynamics of Atmospheres and Oceans, Chapitre 12 Planetary Atmospheres - Mars, Cours du Georgia Institute of Technology, (ed.) Curry et Webster, (Automne 2007) ..
Elle se caractérise, tout comme la troposphère terrestre, par une baisse progressive de sa température en fonction de l'altitude, de l'ordre de ; la température à la tropopause est d'environ (). Dans cette couche atmosphérique, les échanges de chaleur se font principalement avec le sol et notamment avec la poussière en suspension. De même, en cas de tempêtes de poussière, la température de l'atmosphère peut augmenter, ce qui réduit la part des échanges thermiques avec la surface dans le contrôle de la température mais réduit aussi l'importance des variations de température durant la journée.
La diminution de la température est due, quant à elle, au phénomène de détente adiabatique. Toutefois le rayonnement infrarouge émis par la surface et les particules en suspension qui absorbent une partie de la chaleur reçue du Soleil limite la baisse de température causée par ce phénomène..
Mésosphère La mésosphère martienne s'étend de d'altitude.
Un courant-jet parcourt cette région où les températures sont, par ailleurs, relativement constantes. En effet, le rayonnement ultraviolet ne peut être absorbé car il n'y a pas sur Mars une couche d'ozone comme sur Terre.
Thermosphère et ionosphère La thermosphère est la partie de l'atmosphère martienne qui s'étend de la mésopause, à jusqu'à la thermopause, située vers d'altitude. La température régnant dans cette région atmosphérique augmente à nouveau en fonction de l'altitude en raison de l'absorption des rayons ultraviolets par les composants atmosphériques.
Dans cette couche atmosphérique, le rayonnement solaire ionise les gaz, formant ainsi l'ionosphère. Cette ionisation est due d'une part à la baisse de densité de l'atmosphère martienne vers d'altitude, et d'autre part à l'absence de champ magnétique qui permet la pénétration du vent solaire dans l'atmosphère. Cette couche s'étend de à près de d'altitude.
Composition Dioxyde de carbone Le composant principal de l'atmosphère martien est le dioxyde de carbone (CO2). Durant l'hiver martien les pôles sont perpétuellement dans l'obscurité et la surface devient si froide que près de 25 % du CO2 atmosphérique se condense aux calottes polaires en glace de CO2 solide (glace sèche). Quand les pôles sont à nouveau exposés à la lumière solaire, l'été martien, la glace de CO2 se sublime dans l'atmosphère. Ce processus conduit à des variations significatives de la pression et de la composition atmosphérique durant l'année martienne au niveau des pôles.
Argon L'atmosphère de Mars est aussi enrichie en argon, un gaz rare, en comparaison des autres atmosphères des planètes du Système solaire. Contrairement au dioxyde de carbone, l'argon ne se condense pas dans l'atmosphère martienne, ainsi la quantité d'argon dans l'atmosphère martienne est constante. Toutefois, la concentration relative dans un lieu donné peut changer à cause des variations de la quantité de dioxyde de carbone dans l'atmosphère. Des données relevées par satellites ont récemment montré une augmentation de la quantité d'argon atmosphérique au-dessus du pôle sud de Mars en automne, qui se dissipe lors du printemps suivant..
Dioxygène La fine atmosphère de Mars ne contient que 0,16 % de dioxygène. Des variations saisonnières de la teneur en dioxygène ont été observées en 2019 dans la région du cratère Gale.; l'origine de cette variation n'est pas expliquée. Les données relevées du au par l'Institut royal d'aéronomie spatiale de Belgique laissent supposer l'émission d'oxygène vert sur Mars.. Cette théorie est confirmée en , lorsque l'orbiteur Trace Gas Orbiter détecte une lueur verte permanente dans l'atmosphère de Mars, phénomène qui n'avait été observé jusque-là que dans l'atmosphère terrestre.
Eau Puisque le dioxyde de carbone se sublime dans l'atmosphère durant l'été martien, il laisse des traces d’eau. Les vents saisonniers soufflent aux pôles à une vitesse approchant les et transportent de grandes quantités de poussière et de vapeur d'eau donnant naissance à des cirrus. Ces nuages d'eau glacée ont été photographiés par le rover Opportunity en 2004.. Les scientifiques de la NASA travaillant sur la mission Phoenix Mars confirmèrent le qu'ils avaient trouvé de la glace d'eau sous la surface du pôle nord de Mars.
Méthanal En , du méthanal a été découvert par la sonde Mars Express, en quantité beaucoup plus importante que prévu, ce qui a soutenu la théorie de la vie microbienne. Les résultats de ces mesures sont encore l'objet de nombreux débats scientifiques sans conclusion définitive.. Une partie des scientifiques soutient que les mesures ont été interprétées de façon erronée Martian methane probe in trouble, Nature..
Présence de méthane
vignette|300px|Distribution du méthane dans l'atmosphère de Mars en été et dans l'hémisphère nord.