thumb|upright=2.0|Époques géologiques de la planète Mars selon l'échelle de Hartmann & Neukum, le Noachien correspondant aux dates antérieures à d'années avant le présent. Le Noachien est la première des trois époques (ou le premier éon) de la géologie martienne — la suivante est l'Hespérien, caractérisée par une intense activité volcanique. Les terrains noachiens sont caractérisés par leur forte cratérisation et, notamment, l'abondance de grands cratères d'impact de plusieurs dizaines, voire centaines de kilomètres de diamètre, ainsi que par la présence de bassins d'impact de plusieurs milliers de kilomètres de diamètre. Sur l'échelle des temps géologiques martiens, le Noachien date de plus de d'années selon l'échelle de Hartmann & Neukum, ou de plus de d'années selon l'échelle de Hartmann standard.
Géographie et morphologie vignette|Map avec quelques terrains du Noachien (dénivelé obtenu par l'instrument MOLA). Les terrains du Noachien sont situés essentiellement dans l'hémisphère sud, souvent à une altitude de quelques kilomètres par rapport au niveau de référence martien, comme c'est le cas pour Terra Sabaea, Tyrrhena Terra, Promethei Terra, Terra Cimmeria, Terra Sirenum, Aonia Terra et, enfin, Noachis Terra, qui a donné son nom à l'éon ; ceux qui sont situés dans les régions équatoriales ou qui débordent dans l'hémisphère nord ont une altitude plus modérée et localement nulle, comme c'est le cas pour Tempe Terra, Xanthe Terra, Margaritifer Terra et surtout Arabia Terra.
On repère ces terrains à la présence de grands cratères à fond plat et aux reliefs émoussés, à la morphologie très différente des cratères amazoniens, qui sont assez petits, plus creux et aux reliefs biens marqués, en forme de bol ou comportant un pic central. Mais la particularité distinctive du Noachien par rapport aux autres éons martiens est l'omniprésence des traces d'eau liquide, qu'il s'agisse de sédiments dans les cratères témoignant de la présence de lacs, ou encore de vallées serpentant entre ces cratères en matérialisant d'anciens lits de cours d'eau aujourd'hui asséchés.
Les grands bassins d'impacts de la planète se seraient tous formés à la fin du Noachien, mais seuls ceux de l'hémisphère sud ont conservé des sols datant de cette époque. C'est notamment le cas d'Hellas Planitia et d'Argyre Planitia, toutefois largement altérés à l'Hespérien, ainsi que du socle de Mare Australe, recouvert d'une épaisse couche de dépôts éoliens bien plus récents. Les bassins de l'hémisphère nord, en revanche, ont été recouverts de matériaux amazoniens qui ont effacé l'essentiel des traces des structures d'impact antérieures, lesquelles ne demeurent perceptibles qu'à travers leur configuration circulaire, comme Isidis Planitia, ou les deux dépressions localisées au sein de Vastitas Borealis identifiant Utopia Planitia et le Bassin boréal parmi des étendues uniformément planes constituées de terrains récents.
Échelle des temps géologiques martiens
La datation des événements géologiques martiens est une question non résolue à ce jour. Deux échelles des temps géologiques martiens sont actuellement utilisées, qui diffèrent l'une de l'autre de près d'un milliard et demi d'années. L'échelle de Hartmann « standard », élaborée dans les années 1970 par l'astronome américain William Hartmann à partir de la densité et de la morphologie des cratères d'impact sur les sols martiens, conduit à des datations sensiblement plus récentes que l'échelle de Hartmann & NeukumLunar and Planetary Science (2008) « The Lunar and Martian cratering record and chronologies. », élaborée parallèlement par le planétologue allemand Gerhard Neukum à partir des observations fines de la caméra HRSCESA Mars Express News – 14 mars 2008 « Mars Express reveals the Red Planet's volcanic past. » (dates en millions d'années) :
Cette seconde échelle est plus en phase avec le système stratigraphique proposé notamment par l'équipe de l'astrophysicien français Jean-Pierre Bibring de l'IAS à Orsay à partir des informations recueillies par l'instrument OMEGA de la sonde européenne Mars ExpressCNES e-Space & Science – 30 août 2006 « Three new words for a new history. », introduisant le terme « Phyllosien » pour définir le premier éon martien, à partir de terrains où dominent les phyllosilicates. La chronostratigraphie correspondante serait la suivanteESA Mars Express News – 20 avril 2006 « Mars Express's OMEGA uncovers possible sites for life. », dans laquelle le Phyllosien correspond aux époques antérieures à d'années, avec un ajustement supplémentaire de la définition des époques géologiques martiennesScience – 21 avril 2006 « Sketch of the alteration history of Mars, with phyllosilicates formed first, then sulfates, then anhydrous ferric oxides », dans l'article cité plus haut ():
La discontinuité entre Phyllosien et Theiikien matérialiserait une transition catastrophique entre ces deux éons soulignée par le concept de « grand bombardement tardif » — LHB en anglais — qui aurait frappé le système solaire intérieur entre 4,1 et d'années avant le présent selon les estimations provenant d'échantillons lunaires et d'études fondées sur la surface de la planète Mercure. Mars étant à la fois plus proche que la Terre de la ceinture d'astéroïdes et dix fois moins massive que notre planète, ces impacts auraient été plus fréquents et plus catastrophiques sur la planète rouge, peut-être même à l'origine de la disparition de son champ magnétique global40th Lunar and Planetary Science Conference (2009) James H. Roberts, Rob Lillis et Michael Manga, « Giant impacts on early Mars and the cessation of the Martian dynamo. ».
Mars au Noachien
Quel que soit le nom qu'on lui donne — Noachien ou Phyllosien — le premier éon martien serait celui qui aurait connu les conditions permettant l'existence de l'eau liquide à la surface de la planète, eau à l'origine des phyllosilicates — dont font partie les argiles — caractéristiques de cette époque. Ces minéraux s'observent eux-mêmes formant diverses phases avec des zéolites ou de dépôts de sulfates ou de chlorures, comme dans la région de Terra Sirenum. Des sulfates hydratés ont également été observés dans d'autres régions, révélant l'existence passée d'environnements humides très divers à la surface de la planète.
Formation de la planète thumb|right|167px|Coupe schématique de Mars.
Mars se serait formée, comme toutes les autres planètes du système solaire, il y a environ 4,6 milliards d'années, selon un processus d'accrétion gravitationnelle de planétésimaux résultant de la condensation de la nébuleuse solaire. Étant située en deçà de la limite des 4 UA du Soleil, au-delà de laquelle peuvent se condenser les composés volatils tels que l'eau , le méthane ou encore l'ammoniac , Mars s'est formée à partir de planétésimaux essentiellement ferreux et silicatés, mais avec une teneur en soufre bien plus élevée que la Terre, comme l'ont révélé d'intéressantes mesures réalisées par Mars Global SurveyorArgonne National Laboryatory – 26 septembre 2003 « APS X-rays reveal secrets of Mars' core. ».
Le soufre modifie sensiblement les propriétés physiques des minéraux et des métaux chauffés sous les très fortes pressions qui règnent à l'intérieur d'une planète tellurique venant de se former. En effet, il se combine au fer du matériau mantellique en une réaction endothermique donnant des sulfures de fer qui : Abaissent la température de fusion du mélange ; Séparent chimiquement le fer du mélange de silicates en fusion ; Entrainent rapidement le fer vers le bas pour constituer un noyau liquide de fer allié au soufre.
Le fait que le noyau de Mars soit encore essentiellement liquide, comme établi par MGS, indique une teneur en éléments légers de l'ordre de 14 à 17 %, essentiellement du soufre, correspondant à une concentration en éléments légers double de celle du noyau terrestre. Le noyau martien aurait un rayon compris entre , valeurs déduites d'une estimation du moment d'inertie de la planète par la mission , la valeur généralement retenue étant un rayon d'environ . La teneur élevée en soufre des matériaux constituant la planète Mars est une donnée essentielle pour en comprendre la dynamique interne, et notamment l'étonnante fluidité des laves martiennes révélée par la morphologie des volcans martiens et la topographie des régions volcaniques.
Prévalence de l'eau sur Mars
Indications d'une hydrosphère martienne
L'omniprésence de lits de cours d'eau asséchés serpentant sur les sols noachiens et hespériens témoigne de la présence d'eau liquide sur de vastes étendues de la surface martienne jusqu'à environ d'années avant le présent. Des formations géologiques très explicites, telles que des deltas, comme ceux du cratère JezeroNASA Jet Propulsion Laboratory – 16 juillet 2008 « NASA Spacecraft Shows Diverse, Wet Environments on Ancient Mars. » ou du cratère EberswaldeMalin Space Science System – 13 novembre 2003 « Distributary Fan: « Smoking Gun » Evidence for Persistent Water Flow and Sediment Deposition on Ancient Mars. », sont également observables. La preuve formelle d'un passé humide sur Mars a été apportée par la caractérisation in situ d'une roche martienne de Meridiani Planum, par le rover Opportunity, de jarositeMars Exploration Rover Mission – Goals: Mission Results « Goal 1: Determine Whether Life Ever Arose on Mars », consulté le 11 janvier 2010., un sulfate hydraté de fer de formule C. Lunar and Planetary Science (2007) Upadhyay, G. Klingelhöfer I. Fleischer, C. Schröder, D. Rodionov, M. Panthöfer, R. Jung-Pothmann, N. Tahir, T. Hager et W. Tremel, « Classification of Martian Jarosite. » qui se forme à partir de roches volcaniques en présence de solution aqueuse d'acide sulfurique , résultat d'autant plus intéressant que ces solutions sont connues pour avoir un très bas point de congélation — l'eutectique du mélange gèle un peu en dessous de et celui du mélange gèle autour de , température légèrement inférieure à Lunar and Planetary Science (2004) J.S. Kargel et Giles M. Marion, « Mars as a salt-, acid-, and gas-hydrate world. », qui est la température moyenne sur Mars.
Un faisceau d'éléments convergents vient renforcer ce premier résultat ESA bulletin – novembre 2007 « Revealing the Red Planet – Mars Express Provides an Unprecedented View. ». Ainsi, la présence significative de phyllosilicates détectés par l'instrument OMEGA de la sonde Mars Express est également un fort indicateur de la présence passée d'eau liquideESA: Results from Mars Express and Huygens – 30 novembre 2005 « Mars Express evidence for large aquifers on early Mars. »ESA Space Science News – 16 octobre 2006 « Mars Express and the story of water on Mars. » Document CNRS D. Loizeau, N. Mangold, F. Poulet, J.-P. Bibring, A. Gendrin, C. Gomez, Y.Langevin, B. Gondet, V. Ansan, P. Masson, G. Neukum, et les équipes OMEGA et HRSC, « Les phyllosilicates de la région de Mawrth Vallis, Mars, découverts par OMEGA/Mars Express. ». Des études plus fines réalisées in situ par les deux Mars Exploration Rovers Spirit et respectivement dans le cratère Gusev, au sud d'Apollinaris Patera, et sur Meridiani Planum, suggèrent même l'existence passée d'une hydrosphère suffisamment importante pour avoir pu homogénéiser le taux de phosphore des minéraux analysés sur ces deux sites situés de part et d'autre de la planète. Une approche différente, fondée sur la cartographie de l'abondance du thorium, du potassium et du chlore à la surface de Mars par le spectromètre gamma (GRS) de la sonde Mars Odyssey40th Lunar and Planetary Science Conference (2009) G. Jeffrey Taylor et William V. Boynton, « Global Concentrations of Thorium, Potassium and Chlorine: Implications for Martian Bulk Composition. », aboutit au même résultat.
Hypothèse de l'océan boréal
thumb|right|250px|Vue calculée de la planète Mars pourvue d'une hydrosphère, il y a environ 4 milliards d'années.