Mars

Mars a aujourd'hui perdu la presque totalité de son activité géologique interne, et seuls des événements mineurs surviendraient encore épisodiquement à sa surface, tels que des glissements de terrain, sans doute des geysers de CO₂ dans les régions polaires, peut-être des séismes, voire de rares éruptions volcaniques sous forme de petites coulées de lave.

La période de rotation de Mars est du même ordre que celle de la Terre et son obliquité lui confère un cycle des saisons similaire à celui que nous connaissons ; ces saisons sont toutefois marquées par une excentricité orbitale cinq fois et demie plus élevée que celle de la Terre, d'où une asymétrie saisonnière sensiblement plus prononcée entre les deux hémisphères.

Mars peut être observée à l’œil nu, avec un éclat bien plus faible que celui de Vénus mais qui peut, lors d'oppositions rapprochées, dépasser l'éclat maximum de Jupiter, atteignant une magnitude apparente de -2,91, tandis que son diamètre apparent varie de 25,1 à 3,5 secondes d'arc selon que sa distance à la Terre varie de 55,7 à 401,3 millions de kilomètres. Mars a toujours été caractérisée visuellement par sa couleur rouge, due à l'abondance de l'hématite amorphe — oxyde de fer(III) — à sa surface. C'est ce qui l'a fait associer à la guerre depuis l'Antiquité, d'où son nom en Occident d'après le dieu Mars de la guerre dans la mythologie romaine, assimilé au dieu Arès de la mythologie grecque. En français, Mars est souvent surnommée « la planète rouge » en raison de cette couleur particulière.

Avant le survol de Mars par Mariner 4 en 1965, on pensait qu'il s'y trouvait de l'eau liquide en surface et que des formes de vie similaires à celles existant sur Terre pouvaient s'y être développées, thème très fécond en science-fiction. Les variations saisonnières d'albédo à la surface de la planète étaient attribuées à de la végétation, tandis que des formations rectilignes perçues dans les lunettes astronomiques et les télescopes de l'époque étaient interprétées, notamment par l'astronome amateur américain Percival Lowell, comme des canaux d'irrigation traversant des étendues désertiques avec de l'eau issue des calottes polaires. Toutes ces spéculations ont été balayées par les sondes spatiales qui ont étudié Mars : dès 1965, Mariner 4 permit de découvrir une planète dépourvue de champ magnétique global, avec une surface cratérisée rappelant celle de la Lune, et une atmosphère ténue.

Depuis lors, Mars fait l'objet de programmes d'exploration plus ambitieux que pour tout autre objet du Système solaire : de tous les astres que nous connaissons, c'est en effet celui qui présente l'environnement ayant le plus de similitudes avec celui de notre planète. Cette exploration intensive nous a apporté une bien meilleure compréhension de l'histoire géologique martienne, révélant notamment l'existence d'une époque reculée — le Noachien — où les conditions en surface devaient être assez similaires à celles de la Terre à la même époque, avec la présence de grandes quantités d'eau liquide ; la sonde Phoenix a ainsi découvert à l'été 2008 de la glace d'eau à une faible profondeur dans le sol de Vastitas Borealis.

Mars possède deux petits satellites naturels, Phobos et Déimos.

Tableau complet des caractéristiques de Mars

Mars
Mosaïque assemblée à partir d'images prises par l'orbiteur Viking 1 le 22 février 1980.
Caractéristiques orbitales
Demi-grand axe	227 944 000 km (1,523 71 au)
Aphélie	249 230 000 km (1,666 02 au)
Périhélie	206 655 000 km (1,381 4 au)
Circonférence orbitale	1 429 083 000 km (9,552 83 au)
Excentricité	0,09339
Période de révolution	686,885 d (≈ 1.88 a)
Période synodique	779,804 d
Vitesse orbitale moyenne	24,080 2 km/s
Vitesse orbitale maximale	26,503 km/s
Vitesse orbitale minimale	21,975 km/s
Inclinaison sur l’écliptique	1,85°
Nœud ascendant	49,6°
Argument du périhélie	286,5°
Satellites connus	2 (Phobos, Déimos)
Caractéristiques physiques
Rayon équatorial	3 396,2 ± 0,1 km (0,533 Terre)
Rayon polaire	3 376,2 ± 0,1 km (0,531 Terre)
Rayon moyen volumétrique	3 389,5 km (0,532 Terre)
Aplatissement	0,00589 ± 0,00015
Périmètre équatorial	21 344 km (0,5326 Terre)
Superficie	144 798 500 km2 (0,284 Terre)
Volume	1,631 8×1011 km3 (0,151 Terre)
Masse	6,418 5×1023 kg (0,107 Terre)
Masse volumique globale	3 933,5 ± 0,4 kg/m3
Gravité de surface	3,711 m/s2 (0,379 g)
Vitesse de libération	5,027 km/s
Période de rotation (jour sidéral)	1,025 957 d (24,622962 h)
Vitesse de rotation (à l’équateur)	868,220 km/h
Inclinaison de l’axe	25,19°
Ascension droite du pôle nord	317,68°
Déclinaison du pôle nord	52,89°
Albédo géométrique visuel	0,15
Albédo de Bond	0,25
Irradiance solaire	589,2 W/m2 (0,431 Terre)
Température d’équilibre du corps noir	210,1 K (−62,9 °C)
Température de surface
• Maximum	293 K (20 °C)
• Moyenne	210 K (−63 °C)
• Minimum	130 K (−143 °C)
Caractéristiques de l’atmosphère
Pression atmosphérique	610 (30 à 1 155) Pa
Masse volumique au sol	0,020 kg/m3
Masse totale	2,5×1016 kg
Hauteur d'échelle	11,1 km
Masse molaire moyenne	43,34. g/mol
Dioxyde de carbone CO2	96,0 %
Argon Ar	1,93 %
Diazote N2	1,89 %
Dioxygène O2	0,145 %
Monoxyde de carbone CO	0,07 %
Vapeur d'eau H2O	0,03 %
Monoxyde d'azote NO	130 ppm
Hydrogène moléculaire H2	15 ppm
Néon Ne	2,5 ppm
Eau lourde HDO	850 ppb
Krypton Kr	300 ppb
Méthanal HCHO	130 ppb
Xénon Xe	80 ppb
Ozone O3	30 ppb
Peroxyde d'hydrogène H2O2	18 ppb
Méthane CH4	10,5 ppb
Histoire
Divinité babylonienne	Nergal
Divinité grecque	Ἄρης
Nom chinois (élément associé)	Huǒxīng 火星 (feu)

Oppositions Terre-Mars

Mars est la planète extérieure la plus proche de la Terre. La distance qui sépare les deux planètes est la plus faible lorsque Mars est en opposition, c'est-à-dire lorsque la Terre s'intercale entre Mars et le Soleil. Toutefois, compte tenu de l'inclinaison orbitale et de l'excentricité, le moment précis où Mars est le plus proche de la Terre peut différer de quelques jours du moment de l'opposition astronomique. Ainsi, l'opposition du 28 août 2003 avait lieu précisément à 17 h 58 min 49 s UTC. tandis que la plus grande proximité entre les deux planètes avait eu lieu la veille, le 27 août 2003 à 9 h 51 min 14 s UTC (données IMCCE).

Ces oppositions surviennent approximativement tous les 780 jours, les deux dernières en date s'étant produites le 29 janvier 2010 et le 3 mars 2012.

Compte tenu de l'excentricité respective des orbites de Mars et de la Terre, la distance Terre-Mars n'est pas constante à chaque opposition. L'excentricité de Mars étant plus importante que celle de la Terre, c'est lorsque Mars est au périhélie que le rapprochement est le plus favorable. Cette situation se rencontre tous les quinze ans environ, après sept oppositions. Ainsi, le 27 août 2003 à 9 h 51 min 14 s UTC, Mars était distante de la Terre de 55,758 millions de kilomètres, soit 0,372 7 UA ; c'est la plus grande proximité entre Mars et la Terre depuis 59 618 ans. Un rapprochement encore un peu plus resserré est prévu le 28 août 2287, avec une distance de 55,688 millions de kilomètres.

Géographie de Mars

L'étude de la géographie martienne remonte au début des années 1970 avec la sonde Mariner 9, qui a permis de cartographier la presque totalité de la surface martienne avec une résolution excellente pour l'époque. Ce sont les données recueillies à cette occasion sur lesquelles s'est notamment fondé le programme Viking pour le développement de ses missions Viking 1 et Viking 2. La connaissance de la topographie martienne a fait un bond spectaculaire à la fin des années 1990 grâce à l'instrument MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) de la sonde Mars Global Surveyor, qui a permis d'accéder à des relevés altimétriques d'une très grande précision sur la totalité de la surface martienne.

Traits notables

La carte ci-contre permet de repérer les grandes régions martiennes, notamment :

• la dichotomie crustale entre hémisphères nord et sud,
• les grands bassins d'impact de l'hémisphère sud, Argyre par 50° S et 316° E [archive], et Hellas par 42,7° S et 70° E [archive], et au nord Utopia Planitia par 49,7° N et 118° E [archive],
• 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 autour de 15° S et 300° E [archive].

Le trait le plus frappant de la géographie martienne est sa « dichotomie crustale », c'est-à-dire l'opposition très nette entre d'une part un hémisphère nord constitué d'une vaste plaine lisse à une altitude d'une demi-douzaine de kilomètres sous le niveau de référence, et d'autre part un hémisphère sud formé de plateaux souvent élevés et très cratérisés au relief pouvant être localement assez accidenté. Ces deux domaines géographiques sont séparés par une limite très nette, légèrement oblique sur l'équateur. Deux régions volcaniques proches l'une de l'autre se trouvent précisément sur cette frontière géologique, dont l'une est un immense soulèvement de 5 500 km de diamètre, le renflement de Tharsis, dont la moitié nord-ouest regroupe une douzaine de volcans majeurs parmi lesquels Olympus Mons, tandis que la région méridionale se compose d'un vaste ensemble de hauts plateaux volcaniques tels que Syria Planum et Solis Planum, et la partie orientale est marquée par le système de canyons de Valles Marineris prolongeant par l'est le réseau de Noctis Labyrinthus. Deux grands bassins d'impact sont nettement visibles dans l'hémisphère sud, Argyre Planitia et surtout Hellas Planitia, au fond duquel a été relevée la plus grande profondeur à la surface de Mars, avec une altitude de −8 200 m par rapport au niveau de référence. Le point le plus élevé se trouve quant à lui au sommet d'Olympus Mons, à 21 229 m au-dessus du niveau de référence ; cinq des six montagnes les plus hautes du Système solaire sont d'ailleurs des volcans martiens, dont quatre se trouvent sur le renflement de Tharsis et le cinquième dans la seconde région volcanique de Mars, Elysium Planitia.

Atmosphère, climats et radiations

Atmosphère

La pression et la composition exactes de l'atmosphère de Mars sont connues grâce aux premières analyses in situ effectuées en 1976 par les « atterrisseurs » des sondes Viking 1 et Viking 2. Le premier observateur à avoir supposé l'existence d'une atmosphère autour de Mars est l'astronome (et compositeur) germano-britannique William Herschel qui, en 1783, avait attribué à la météorologie martienne certains changements observés à la surface de la planète, notamment des points blancs interprétés comme des nuages. Cette hypothèse avait été contestée au début du siècle suivant avec les progrès des télescopes à miroir, qui fournissaient des images de meilleure qualité semblant montrer au contraire une surface plus statique, jusqu'à ce que surgisse à la fin du xix^e siècle le débat sur la réalité des canaux de Mars observés en Italie et popularisés par l'astronome amateur américain Percival Lowell. Un autre Américain, William Wallace Campbell, astronome de profession et pionnier de la spectroscopie, demeurait sceptique quant à l'existence d'une atmosphère importante autour de Mars, et annonça à l'occasion de l'opposition de 1909 n'avoir pu détecter aucune trace de vapeur d'eau dans cette éventuelle atmosphère ; son compatriote Vesto Slipher, qui soutenait la théorie des canaux (voir Canaux martiens), annonça quant à lui le contraire. En se fondant sur les variations d'albédo du disque martien, Percival Lowell estima en 1908 la pression atmosphérique au sol à 87 mbar (8 700 Pa), valeur qui demeurera plus ou moins la référence jusqu'aux mesures réalisés par la sonde Mariner 4 en 1965. La difficulté à analyser la composition de l’atmosphère martienne par spectroscopie était alors généralement attribuée à la présence de diazote, difficile à caractériser par cette technique, et c'est ainsi que l'astronome français Gérard de Vaucouleurs, qui travaillait alors en Angleterre, émit en 1950 l'idée que l'atmosphère martienne était constituée de 98,5 % de diazote, 1,2 % d'argon et 0,25 % de dioxyde de carbone. À l'observatoire McDonald du Texas, l'astronome américain d'origine néerlandaise Gerard Kuiper établit en 1952 à partir du spectre infrarouge de Mars que le dioxyde de carbone était au moins deux fois plus abondant dans l'atmosphère martienne que dans l’atmosphère terrestre, l'essentiel de cette atmosphère devant être, comme la nôtre, constituée selon lui de diazote.

Propriétés physiques et chimiques

On sait aujourd'hui que Mars possède une atmosphère ténue dont la pression moyenne au niveau de référence martien est par définition de 610 Pa, avec une température moyenne de 210 K (−63 °C). Elle est composée principalement de dioxyde de carbone CO₂ (96,0 ± 0,7 %), d'argon Ar (1,93 ± 0,01 %) et de diazote N₂ (1,89 ± 0,03 %). Viennent ensuite le dioxygène O₂ (0,145 ± 0,009 %), le monoxyde de carbone CO (< 0,1 %), la vapeur d'eau H₂O (0,03 %) et le monoxyde d'azote NO (0,013 %). Divers autres gaz sont présents à l'état de traces, à des concentrations ne dépassant jamais quelques parties par million, notamment le néon Ne, le krypton Kr, le méthanal (formaldéhyde) HCHO, le xénon Xe, l'ozone O₃ et le méthane CH₄, la concentration atmosphérique moyenne de ce dernier étant de l'ordre de 10,5 ppb. La masse molaire moyenne des constituants gazeux de l'atmosphère de Mars serait de 43,34 g/mol.

Compte tenu de la faible gravité à la surface de Mars, la hauteur d'échelle de cette atmosphère est de 11 km, plus d'une fois et demie celle de l'atmosphère terrestre, qui n'est que de 7 km. La pression relevée à la surface varie d'à peine 30 Pa au sommet d'Olympus Mons et jusqu'à 1 155 Pa au point le plus bas du bassin d'impact d'Hellas Planitia.

Début 2004, le spectromètre infrarouge PFS de la sonde européenne Mars Express a détecté de faibles concentrations de méthane (10 ppb) et de formaldéhyde (130 ppb) dans l’atmosphère martienne. Le méthane étant détruit par le rayonnement ultraviolet au bout de 340 ans seulement, sa présence implique l'existence d'une source interne. Une activité géothermique profonde, un pergélisol bombardé par les particules à haute énergie du rayonnement cosmique et une forme de vie microbienne méthanogène sont autant de sources plausibles. En outre, si l'on considère que le formaldéhyde, dont la durée de vie n'est que de 7 heures, est produit par oxydation du méthane, ces sources doivent être plus abondantes encore. Ainsi, selon cette hypothèse, la production annuelle de méthane est estimée à 2,5 millions de tonnes.

Nuages

Nuages de glace d'eau dans le ciel de Vastitas Borealis vus par la sonde Phoenix le 29 août 2008.		Nuages vus la même année dans le ciel de Meridiani Planum par le rover Opportunity.

L'eau très pure ne peut exister à l'état liquide qu'en dessous du niveau de référence martien, qui correspond à peu près à la pression du point triple de l'eau, soit 611,73 Pa : à ce niveau, pour peu que la température soit suffisante (0 °C pour de l'eau pure, mais seulement 250 K (−23 °C) pour de nombreuses solutions salines, voire 210 K (−63 °C) pour certains mélanges de solutions d'acide sulfurique H₂SO₄), l'eau peut se trouver sous ses trois états physiques (gazeux, liquide, et solide). Au-dessus de ce niveau, en revanche, et notamment dans l'atmosphère, elle ne peut exister qu'à l'état de vapeur d'eau, qui se condense parfois en glace pour former des nuages de cristaux d'H₂O d'apparence très semblable à celle de nos cirrus, typiquement à une altitude de 10 à 20 km ; on observe de tels nuages par exemple sur les flancs des grands volcans du renflement de Tharsis ou d'Elysium Planitia : visibles au télescope depuis la Terre dès le xix^e siècle, les nuages accrochés au sommet d'Olympus Mons avaient été pris pour de la neige, d'où le nom Nix Olympica qui avait été donné à cette région par Giovanni Schiaparelli.

• 

  Nuages vus par le rover curiosity

Mais le dioxyde de carbone forme lui aussi des nuages, constitués de cristaux de CO₂ dépassant 1 µm de diamètre, à des altitudes plus élevées que ceux constitués de glace d'eau ; l'instrument OMEGA de la sonde Mars Express a déterminé en 2007 que ces nuages sont susceptibles d'absorber jusqu'à 40 % du rayonnement solaire, provoquant une baisse de 10 K de la température sous ces nuages, ce qui n'est pas sans conséquence sur le climat martien, notamment sur son régime des vents.

Poussières

La caractéristique particulière de l'atmosphère martienne est d'être constamment chargée en poussière, dont les grains ont un diamètre moyen de l'ordre de 1,5 µm, responsable de la teinte ocre du ciel martien^,. Cette poussière est continuellement injectée dans l'atmosphère par des tourbillons de poussière (couramment désignés par le terme anglais dust devils), comme celui observé ci-dessous par le rover Spirit le 12 mars 2005 ; les prises de vue durent en tout 575 s (ce qu'indique le compteur de l'angle inférieur gauche), et trois autres tourbillons sont brièvement visibles au loin dans la moitié droite de la vue, au début de la séquence, puis près du tourbillon principal, puis tout à la fin :

De tels tourbillons sont loin d'être anecdotiques ; tant leur permanence que leur accumulation conduit à empoussiérer des volumes considérables d'atmosphère, comme l'illustre un cliché saisissant (ci-contre), où l'on voit une multitude de traînées noires laissées par des tourbillons qui ont emporté la couche de poussières superficielle, de couleur rouge orangé caractéristique de l'oxyde de fer(III) Fe₂O₃ (hématite) amorphe, laissant apparaître les couches plus profondes de sable plus sombre, peut-être en rapport avec la région volcanique voisine de Syrtis Major Planum. La couche de poussières ainsi soulevée n'est jamais très massive ; l'étude de la grande tempête globale de 2001, au cours de laquelle la poussière avait gagné toutes les couches atmosphériques jusqu'à 60 km d'altitude, a conduit à estimer que si toute la poussière alors soulevée se déposait uniformément entre 58° N et 58° S, elle ne formerait qu'une pellicule de 3 µm d'épaisseur. La dynamique de la poussière dans l'atmosphère martienne est conditionnée par la ténuité de cette atmosphère et par la faible gravité à la surface de la planète. Ainsi, alors que les grains de poussière martiens ont typiquement quelques micromètres de diamètre, on a calculé que des grains de 20 μm peuvent être soulevés par des vents d'à peine 2 m/s et maintenus indéfiniment en suspension par des turbulences de seulement 0,8 m/s.

Les grains de poussière en suspension dans l'atmosphère sont responsables de la couleur rouille de cette dernière, qui vire au bleu autour du soleil lors de son coucher, comme l'ont découvert les sondes Viking 1 et Viking 2 et que les sondes suivantes ont bien illustré par la suite :

Ciel martien à midi et au crépuscule vu par Mars Pathfinder en 1999.

L'observation de l'activité atmosphérique de Mars à l'aide du télescope spatial Hubble entre 1996 et 1997, alors que la planète exposait son pôle nord au début du printemps, a permis de mettre en évidence le rôle de la sublimation des calottes polaires dans la génération de masses d'air à l'origine de vents qui soulèvent d'importantes quantités de poussières et sont susceptibles de déclencher de véritables tempêtes de poussières^, à l'échelle de la planète tout entière, comme celle qui a affecté l'ensemble de l'atmosphère martienne en été 2001.

Climat

Du fait de son éloignement plus grand par rapport au Soleil que celui de la Terre, Mars reçoit du Soleil une énergie variant de 492 à 715 W/m² selon sa position sur son orbite, contre de 1 321 à 1 413 W/m² pour la Terre, c'est-à-dire de 37,2 % à 50,6 % entre les aphélies et les périhélies respectivement. L'atmosphère martienne étant de surcroît 150 fois moins dense que celle de la Terre, elle ne produit qu'un effet de serre négligeable, d'où une température moyenne d'environ Modèle:Nor (−63 °C) à la surface de Mars, avec des variations diurnes importantes en raison de la faible inertie thermique de cette atmosphère : Viking 1 Lander avait ainsi relevé des variations diurnes allant typiquement de 184 à 242 K, soit de −89 à −31 °C, tandis que les températures extrêmes — assez variables selon les sources — seraient d'environ 130 et 297 K, c'est-à-dire de l'ordre de −145 et +25 °C.

Saisons

L'obliquité de Mars est proche de celle de la Terre (respectivement 25.19° contre 23.44°) mais l'excentricité de l'orbite martienne est sensiblement plus élevée (0,09332 contre 0,01671 pour la Terre) de sorte que, si Mars possède des saisons similaires à celles de la Terre, celles-ci sont d'intensité et de durée très inégales au cours de l'année martienne (voir tableau ci-contre).

L'hémisphère nord connaît ainsi des saisons moins marquées que l'hémisphère sud, car Mars est à son aphélie à la fin du printemps et à son périhélie à la fin de l'automne, d'où des hivers courts et doux et des étés longs et frais ; le printemps dure ainsi 52 jours de plus que l'automne. À l'inverse, l'hémisphère sud connaît des saisons très marquées, avec des hivers longs et très froids tandis que les étés sont courts et plus chauds que ceux de l'hémisphère nord. C'est donc dans l'hémisphère sud qu'on observe les écarts de température les plus élevés.

Le simulateur Mars24 Sunclock de la NASA donne, pour l'hémisphère nord, les dates suivantes pour le début de chaque saison :

Vers la fin du printemps austral, lorsque Mars est au plus près du Soleil, des tempêtes locales et parfois régionales apparaissent. Exceptionnellement, ces tempêtes peuvent devenir planétaires et durer plusieurs mois comme ce fut le cas en 1971 et, dans une moindre mesure, en 2001. De minuscules grains de poussière sont alors soulevés, rendant la surface de Mars quasiment invisible. Ces tempêtes de poussière naissent en général au-dessus du Bassin d'Hellas. Les importantes différences thermiques observées entre le pôle et les régions avoisinantes provoquent des vents violents à l'origine du soulèvement de fines particules dans l'atmosphère. Lors de tempêtes globales, ce phénomène provoque d'importantes modifications climatiques : les poussières en suspension absorbent le rayonnement solaire, réchauffant ainsi l'atmosphère et réduisant dans le même temps l'insolation au sol. Ainsi, lors de la tempête de 2001, la température atmosphérique s'est élevée de 30 K alors que la température au sol s'est abaissée de 10 K.

Il n’existe qu’une seule cellule de Hadley sur Mars mais beaucoup plus marquée en altitude et en amplitude, joignant les deux hémisphères et qui s’inverse deux fois par an.

Enfin, l'obliquité de la planète, qui n'est pas stabilisée par la présence d'un satellite massif comme c'est le cas pour la Terre, suit un régime chaotique selon une cyclicité d’environ 120 000 ans. Elle oscille entre 0° et 60° et connaît des phases relativement stabilisées entrecoupées de changements brusques, ce qui bouleverse complètement le climat martien.

Condensation hivernale de l'atmosphère aux pôles

L'une des caractéristiques propres à la planète Mars est qu'une fraction significative de son atmosphère se condense alternativement au pôle sud et au pôle nord lors de l'hiver austral et de l'hiver boréal respectivement. Les conditions hivernales aux pôles — pression et température — sont en effet favorables à la condensation du dioxyde de carbone : la pression de vapeur saturante du CO₂ à 150 K (−123 °C) se trouve être voisine de 800 Pa, et tombe à seulement 400 Pa à 145 K (−128 °C), qui sont des températures courantes lors de l'hiver austral ; il y a condensation du CO₂ dès que la pression partielle de ce gaz dépasse la pression de vapeur saturante correspondant à la température à laquelle il se trouve.

La sonde Viking 1 a mesuré la pression atmosphérique sur une année complète à son point d’atterrissage situé par 22,697° N et 312,778° E [archive] dans le bassin de Chryse Planitia, à une altitude d'environ −3 300 m par rapport au niveau de référence. La pression atmosphérique moyenne s'est révélée évoluer tout au long de l'année selon les saisons, avec des valeurs approximatives, en chiffres ronds, de 850 Pa au printemps, 680 Pa en été, 900 Pa en automne et 800 Pa en hiver^, : ces variations s'expliquent bien si l'on considère que la calotte hivernale australe condense une masse de glace carbonique supérieure à celle de la calotte hivernale boréale, tandis qu'à l'automne de l'hémisphère nord l'essentiel de la calotte australe s'est sublimée alors que la calotte boréale commence tout juste à se condenser.

Calottes polaires

Les calottes polaires de Mars ont été observées pour la première fois au milieu du xvii^e siècle par Jean-Dominique Cassini et Christian Huygens. Leur taille varie considérablement au cours des saisons par échange de dioxyde de carbone et d'eau avec l’atmosphère. On distingue ainsi, dans les deux hémisphères, une calotte polaire dite « résiduelle » ou « estivale » qui se maintient tout l’été, et une calotte polaire dite « saisonnière » ou « hivernale » qui vient la recouvrir à partir de l’automne.

L’hiver austral étant plus long et plus froid que l'hiver boréal, la calotte saisonnière australe est plus vaste que la calotte saisonnière boréale. Au cours de l'hiver austral, le CO₂ contenu dans l'atmosphère se condense en glace carbonique au-dessus de 55° S alors que c'est plutôt au-dessus de 65° N qu'il se condense pendant l'hiver boréal. Il s'agit d'une glace de CO₂ très pure et presque transparente, d'une épaisseur ne dépassant pas quelques mètres, qui laisse voir le sol à l'aplomb sur les clichés pris par les sondes spatiales en orbite au-dessus des régions polaires.

Avec ses 300 km de diamètre, la calotte résiduelle australe est à l’inverse trois fois plus petite que la calotte résiduelle boréale (1 000 km de diamètre). Elles sont de nature très différente des calottes saisonnières, contenant une forte proportion de glace d'eau mêlée de terre avec une structure stratifiée révélée par l'instrument THEMIS de la sonde 2001 Mars Odyssey, avec une épaisseur atteignant localement plusieurs kilomètres. Leurs surfaces sont entaillées par de profondes vallées, appelées chasmata (pluriel du latin chasma désignant des vallées encaissées), qui forment des spirales dont le sens de rotation est conditionné par la force de Coriolis. Ainsi, les vallées s'enroulent autour du pôle sud dans le sens des aiguilles d'une montre alors qu'elles s'enroulent autour du pôle nord dans le sens inverse.

La calotte résiduelle boréale ne contient pas de glace carbonique, mais la calotte résiduelle australe en est presque entièrement recouverte d'une croûte d'une dizaine de mètres d'épaisseur dont la surface alvéolée rappelle celle d'une tranche de gruyère ; des observations réalisées par la sonde Mars Global Surveyor ont montré que le diamètre moyen des alvéoles augmentait au fil des saisons, suggérant un réchauffement climatique dans l’hémisphère sud (voir paragraphe suivant).

Les calottes polaires ont un impact important sur la composition atmosphérique globale de la planète. Le cycle des condensations et sublimations du CO₂ fait varier la pression atmosphérique de près d'un tiers, et, pendant l'été boréal, la glace d'eau qui compose la calotte polaire résiduelle nord se sublime, injectant de grandes quantités de vapeur d'eau dans l'atmosphère. Si toute la vapeur d'eau contenue dans l'atmosphère venait à précipiter, elle formerait une couche de moins de 10 µm d'épaisseur durant l'hiver et de plus de 40 µm en plein été.

Variations climatiques observées sur la calotte résiduelle australe

La comparaison des clichés de la calotte résiduelle australe pris par Mars Global Surveyor en 1999 et en 2001 a mis en évidence une tendance générale à la régression de la croûte de glace carbonique superficielle de cette région. Ceci résulterait de la sublimation progressive du CO₂ constituant la croûte superficielle de la calotte résiduelle australe pour laisser apparaître les couches plus profondes, constituées essentiellement de glace d'eau mêlée de poussières. Ce phénomène semble avoir été assez rapide, le bord des cavités observées dans la croûte de glace carbonique progressant alors de 3 m par année martienne. Constatée sans ambiguïté sur trois années martiennes consécutives, cette tendance à la sublimation de la calotte résiduelle australe est venue s'ajouter à diverses observations ailleurs sur la planète, telles que l'apparition de ravines sur les bords de cratères ou de dépressions, indiquant que la surface martienne est sujette à davantage de transformations qu'on le pensait jusqu'alors.

Ces données, interprétées par les scientifiques comme le signe que Mars pourrait connaître actuellement une transition entre une période glaciaire et une période interglaciaire similaire à celle qu'a connue la Terre il y a près de 12 000 ans, ont parfois été comprises par le grand public comme révélatrices d'un « réchauffement climatique martien », d'origine nécessairement non-humaine, et contredisant, par conséquent, les conclusions du Quatrième rapport du GIEC relatives à l'origine humaine du réchauffement climatique terrestre. Les débats sur la question ont été particulièrement aigus en automne 2007, dans la foulée de la publication de ce rapport.

Avec le recul, il apparaît cependant que les observations martiennes n'ont jamais indiqué autre chose qu'un réchauffement climatique localisé à la calotte résiduelle australe, et non un réchauffement climatique global. De plus, le climat martien est très largement conditionné par les tempêtes de poussières et les variations d'albédo qui en découlent, davantage que par le rayonnement solaire — contrairement au climat terrestre — ce qui limite la pertinence des raisonnements établissant des parallèles entre les deux planètes. Et, surtout, les observations les plus récentes, notamment celles de la sonde 2001 Mars Odyssey, qui est en 2018 toujours en fonctionnement, ne confirment pas la tendance à long terme à la sublimation des calottes polaires, mais indiqueraient au contraire des variations annuelles autour d'une valeur stable.

Radiations

L'absence de magnétosphère autour de Mars a pour conséquence d'exposer directement la surface de la planète aux rayons cosmiques et aux bouffées de protons solaires, à l'origine d'une radioactivité ambiante très supérieure sur Mars à celle relevée à la surface de la Terre. L'instrument MARIE — Mars Radiation Environment — de la sonde 2001 Mars Odyssey a permis, dans les années 2002-2003, d'évaluer la dose efficace en orbite martienne entre 400 et 500 mSv/an, soit au moins le quadruple de celle reçue dans la station spatiale internationale (50 à 100 mSv/an , tandis qu'au sol, au niveau de référence martien, les doses reçues seraient deux à trois fois plus faibles — un peu moins de 200 mSv/an — en raison de l'absorption d'une partie des radiations solaires et galactiques par l'atmosphère de Mars. À titre de comparaison, la radioactivité moyenne sur Terre s'élève, en France, à environ 3,5 mSv/an et la dose cumulée admise pour un astronaute sur toute sa carrière, quels que soient son sexe et son âge, n'excède pas 1 000 mSv pour plusieurs agences spatiales (européenne, russe et japonaise).

L'instrument MARIE a par ailleurs révélé que cette radioactivité est très inégalement répartie dans le temps, avec un bruit de fond d'environ 220 μGy/jour sur lequel s'inscrivent des pics parfois 150 fois plus intenses, correspondant aux bouffées de protons énergétiques — plusieurs dizaines de mégaélectron-volts — émis lors d'une éruption solaire ou par l'onde de choc d'une éjection de masse coronale.

À cela s'ajoutent les radiations dues aux neutrons émis par spallation des atomes à la surface de Mars sous l'impact du rayonnement cosmique. Cette contribution est estimée grâce aux données de Curiosity et de 2001 Mars Odyssey à jusqu'à 45 ± 7 µSv par jour, soit environ 7% du total de radiations à la surface.

L'eau sur Mars

De l'abondance d'eau liquide du Noachien, il ne reste plus, aujourd'hui, que des traces dans l'atmosphère de Mars et, sans doute, d'importantes quantités d'eau gelée dans le sol et les calottes polaires de Mars, sous forme de pergélisol, voire de mollisol. En 2005, la sonde Mars Express a détecté, à proximité du pôle nord, un lac de glace d'eau dans un cratère. En 2007, le radar MARSIS de Mars Express a mis en évidence de grandes quantités de glace d'eau enfouies dans les terrains qui bordent la calotte résiduelle australe. Ainsi, le volume de glace d'eau contenue dans le pôle sud est estimé à 1,6 million de kilomètres cubes, soit approximativement le volume de glace d'eau de la calotte résiduelle boréale.

La présence d'eau dans le sous-sol a également été détectée à mi-distance entre l'équateur et le pôle nord. Ainsi, en 2009, la sonde Mars Reconnaissance Orbiter a révélé que des cratères d'impact récemment formés contenaient de la glace pure à 99 %.

Cliché d'une formation ressemblant à un lac pris par l'instrument THEMIS de la sonde Mars Odyssey le 14 novembre 2003.		La photo de droite prise le 10 septembre 2005 par la sonde Mars Global Surveyor révèle la présence d'un dépôt blanchâtre ressemblant à de la glace d'eau et qui n'était pas présent le 30 août 1999 (image de gauche).

La présence durable d'eau liquide à la surface de Mars est considérée comme improbable. En effet, compte tenu de la pression et de la température à la surface de Mars, l'eau ne peut exister à l'état liquide et passe directement de l’état solide à l’état gazeux par sublimation. Cependant, de récents éléments suggèreraient la présence temporaire d'eau liquide dans des conditions particulières. Expérimentalement, des écoulements d'eau et de saumure à basse pression ont été réalisés pour étudier leurs répercussions sur la surface^,.

• En 2004, l'équipe scientifique de THEMIS, l'instrument de Mars Odyssey prévu pour détecter la présence d'eau passée sur Mars, a découvert sur une des images de la sonde une structure qui ressemble à un lac située au centre du cratère .
• De très brèves coulées pourraient encore avoir lieu. Ainsi, Michael Malin et Kenneth Edgett (et coauteurs), chercheurs de la Nasa, ont annoncé en décembre 2006 avoir désormais la preuve d’écoulements granulaires épisodiques actifs. L’analyse d’images haute résolution MOC prises par la sonde Mars Global Surveyor a révélé la présence de nouvelles ravines (gullies) dont la mise en place pourrait être liée à des écoulements de boue ou de débris ^,. Mais des analyses ultérieures ont montré que ces observations pouvaient tout aussi bien être expliquées par des écoulements secs. L'analyse de ces écoulements avec les données HiRISE montrent qu'ils sont saisonniers et qu'ils se produisent à la fin de l'hiver ainsi qu'au début du printemps.
• Au niveau du bassin d'impact d'Hellas Planitia, la différence d'altitude entre le rebord et le fond est d'environ 9 km. La profondeur du cratère (7 152 mètres sous le niveau topographique de référence) explique la pression atmosphérique en contrebas : 1 155 Pa (soit 11,55 mbar ou encore 0,01 atm). C'est 89 % plus élevé que la pression au niveau zéro (610 Pa, soit 6,1 mbar) et au-dessus du point triple de l'eau, suggérant que la phase liquide serait éphémère (évaporation à mesure de la fusion de la glace) si la température dépasse 273,16 K (0,01 °C) dans le cas de l'eau pure. Une température inférieure serait néanmoins suffisante pour de l'eau salée, ce qui serait justement le cas de l'eau martienne — de l'eau liquide existe sur Terre jusqu'à des températures très basses, par exemple dans le très salé lac Don Juan, en Antarctique, et certaines saumures demeurent liquides à des températures encore plus basses, de même que certaines solutions d'acide sulfurique.

Des traces saisonnières d'écoulements ont également été identifiées au printemps 2011 par l'instrument HiRISE de la sonde Mars Reconnaissance Orbiter en plusieurs points de la surface martienne sous forme de traces sombres qui s'allongent et s'élargissent sur des pentes exposées au soleil, notamment sur les bords du cratère Newton. Ces formations assez sombres, larges de 0,5 à 5 mètres, se forment préférentiellement face à l'équateur sur des pentes inclinées de 25° à 40° entre 48° S et 32° S, avec une longueur maximale à la fin de l'été et au début de l'automne local, alors que la température de surface se situe entre 250 et 300 K.

Les variations d'éclat, la distribution en latitude et la saisonnalité de ces manifestations suggèrent qu'elles soient provoquées par une substance volatile, mais celle-ci n'a pas été directement détectée. Elles se trouvent en des points trop chauds de la surface martienne pour qu'il puisse s'agir de dioxyde de carbone gelé, et généralement trop froids pour qu'il puisse également s'agir d'eau pure gelée. Ces observations plaident donc également en faveur de saumures, qui semblent se former ponctuellement de temps en temps à la surface de la planète^,. Le 28 septembre 2015 la NASA annonce que des analyses des images en provenance de la sonde Mars Reconnaissance Orbiter confirmeraient la présence de liquide sur Mars sous forme de sels hydratés^,.

En mars 2014, suite à l'exploration menée par le robot Curiosity, la NASA annonce qu'un grand lac aurait rempli le cratère Gale alimenté par des rivières pendant des millions d'années^,.

Une étude publiée en mars 2017 a montré que les écoulements seraient finalement à sec. En effet, les quantités d'eau nécessaires pour expliquer ces sources d'eau chaque année ne sont pas suffisantes dans l'atmosphère. La source souterraine est aussi très improbable car les écoulements sombres (Recurring Slope Lineae, RSL) se forment parfois sur des sommets. La nouvelle théorie propose l'effet de pompe de Knudsen (en) comme déclencheur des écoulements qui seraient donc totalement à sec .

Le 25 juillet 2018, la sonde spatiale Mars Express menée par l'Agence spatiale européenne détecte au niveau de la calotte polaire australe la présence d'un lac souterrain d'eau liquide de 20 km de large, à 1,5 km sous la surface de Mars. Bien qu'à une température inférieure au point de congélation de l'eau pure, ce lac serait liquide en raison de sa forte concentration en sels et minéraux martiens.

Satellites naturels

Mars possède deux petits satellites naturels, Phobos et Déimos, ressemblant à des astéroïdes de type chondrite carbonée ou de type D, dont l'origine demeure incertaine avec plusieurs hypothèses soulevées :

• Il pourrait s'agir d'astéroïdes incidents capturés par Mars, mais la difficulté de ce scénario est d'expliquer comment, dans ce cas, ces deux satellites ont pu acquérir leurs orbites actuelles, circulaires et peu inclinées — à peine 1° — par rapport à l'équateur martien : ceci impliquerait des mécanismes de freinage atmosphérique et de régularisation par effets de marée, scénarios qui présentent des difficultés par rapport à l'insuffisance de l'atmosphère de Mars pour réaliser un tel freinage dans le cas de Phobos, et à l'insuffisance du temps requis pour circulariser l'orbite de Déimos. Néanmoins, ce mécanisme de capture aurait pu être grandement facilité dans le cas d'astéroïdes doubles dont l'une des composantes aurait été éjectée tandis que l'autre se satellisait autour de la planète rouge.
• Les deux satellites de Mars pourraient également s'être formés en même temps que leur planète mère, la difficulté étant dans ce cas d'expliquer la différence de composition entre Mars d'une part et ses deux satellites d'autre part.
• Enfin, une troisième hypothèse propose que Phobos et Deimos soient deux corps agglomérés à partir des résidus satellisés à la suite d'un ou plusieurs impacts majeurs de planétésimaux peu après la formation de Mars, scénario rejoignant l'hypothèse « Théia » expliquant la formation de la Lune par un mécanisme similaire intervenu sur la proto-Terre.

Phobos

Phobos, le satellite naturel de Mars le plus proche de sa planète, est une masse irrégulière de 27 × 22 × 18 km qui orbite à moins de 6 000 km d'altitude, au point de n'être pas visible depuis les régions polaires de la surface martienne, au-delà de 70,4° de latitude nord ou sud, où il est masqué par la courbure de la planète. La sonde Mars Global Surveyor a révélé que sa surface, très cratérisée, est recouverte d'un régolithe épais d'une centaine de mètres provenant sans doute des myriades d'impacts survenus à la surface de cet objet. Sa masse volumique moyenne est moitié moindre que celle de Mars, à un peu moins de 1 890 kg/m³, suggérant une nature poreuse résultant d'une structure en blocs agglomérés dont la cohésion globale serait assez faible. Il s'agirait d'un astéroïde de type D, c'est-à-dire constitué de matériaux où dominent les silicates anhydres avec une proportion notable de carbone, de composés organiques ainsi que, peut-être, de glace d'eau. Il aurait une composition proche d'une chondrite carbonée, expliquant son albédo d'à peine 0,071. La nature minéralogique de la surface examinée par le spectromètre infrarouge ISM de la sonde Phobos 2 semble correspondre à de l'olivine avec localement des concentrations d'orthopyroxène. La présence d'eau en surface du satellite a clairement été écartée par plusieurs études^, mais ne demeure pas exclue en profondeur.

L'un des traits caractéristiques de Phobos est la présence de sillons parallèles d'au plus 30 m de profondeur, 200 m de large et 20 km de long, qui semblent envelopper le satellite radialement autour du cratère Stickney, et qui pourraient être les traces de débris projetés dans l'espace lors d'impacts sur Mars qui auraient été balayés en orbite par Phobos : les sillons semblent en réalité « s'écouler » sur la surface du satellite à partir de son point « avant » — dans le sens de sa révolution synchrone autour de Mars — davantage qu'à partir du cratère Stickney lui-même, situé à proximité du point avant. Ces sillons sont plus précisément des catenae, qui résultent de chaînes de cratères alignés.

Orbitant à l'intérieur de l'orbite synchrone de Mars, située à 17 000 km d'altitude, Phobos est ralenti par les forces de marée exercées par le globe martien, ce qui lui fait perdre de l'altitude à raison d'environ 18 cm par an : à cette vitesse, il atteindra sa limite de Roche dans environ 11 millions d'années et se désagrégera à environ 4 000 km d'altitude au-dessus de la surface martienne où il devrait progressivement former un anneau.

Déimos

Le second satellite de Mars, Déimos, est encore plus petit que le premier, avec des dimensions de 15 × 12,2 × 10,4 km. Il orbite à un peu plus de 23 000 km d'altitude, sur une orbite quasiment circulaire inclinée de moins d'un degré par rapport à l'équateur martien. Il semble être de même nature que Phobos — astéroïde de type D de composition proche d'une chondrite carbonée — mais sa surface, a priori tout aussi cratérisée que celle de Phobos, serait nettement plus adoucie par une couche de régolithe suffisamment épaisse pour combler la plupart des cratères. La masse volumique de ce régolithe a été estimée au radar à environ 1 100 kg/m³, celle du satellite dans son ensemble étant de l'ordre de 1 470 kg/m³.

Les vues prises par Mars Reconnaissance Orbiter ont montré une surface de couleur variable selon les régions, le régolithe ayant une teinte rouge sombre plus prononcée que les surfaces semble-t-il plus récentes, situées autour de certains cratères et sur le bord des arêtes. Les catenae formant les sillons caractéristiques de la surface de Phobos n'ont pas été observées sur Déimos.

Découverte et dénomination

Les deux satellites ont été découverts lors de l’opposition d’août 1877 par Asaph Hall à l'aide d'un télescope de 26 pouces depuis l'observatoire naval des États-Unis de Washington^,.

Ils ont été originellement nommés Phobus et Deimus d'après une suggestion d'Henry Madan professeur au collège d'Eton d'après la ligne 119 du chant XV de l'Iliade :

Dans la mythologie grecque, Phobos et Déimos sont les fils du dieu Arès, en grec ancien Φόϐος / Phóbos signifie « peur » et Δεῖμος / Deĩmos « terreur ». Cette dénomination est un jeu de mot sur la polysémie du mot satellite qui peut désigner à la fois un astre (les satellites de la planète) ou bien une personne, un garde du corps (les satellites du dieu).

Astéroïdes troyens et croiseurs de Mars

Actuellement sont connus quatre troyens dans le sillage de Mars. Le premier, découvert en 1990, et le plus connu d'entre eux, est (5261) Eurêka, situé au point de Lagrange L₅. Les trois autres sont 1998 VF31 (au point L₄), 1999 UJ7 (au point L₅), et 2007 NS2 (au point L₅).

Mars possède aussi un astéroïde coorbital : (26677) 2001 EJ18.

Six autres astéroïdes sont également étroitement liés à Mars, mais ne semblent pas en être des troyens : 2001 FR127, 2001 FG24, 2001 DH47, 1999 ND43, 1998 QH56 et 1998 SD4.

2007 WD₅ est un astéroïde géocroiseur et aréocroiseur de 50 m de long découvert le 20 novembre 2007 par Andrea Boattini, du Catalina Sky Survey. Selon le Near Earth Object Program de la NASA, il avait une chance sur 10 000 (soit 0,01 %) d'impacter Mars le 30 janvier 2008, impact qui ne s'est finalement pas produit.

Historique des observations de la planète

Observations antiques

« Hor-Desher »

« qui se déplace à reculons »

Mars faisant partie des cinq planètes visibles à l’œil nu (avec Mercure, Vénus, Jupiter, et Saturne), elle est observée depuis que les hommes regardent le ciel nocturne. Lors de ses oppositions, elle est la planète la plus brillante après Vénus (sa magnitude apparente peut alors atteindre -2,9, le reste du temps, la deuxième planète la plus brillante est Jupiter).

La couleur rouge caractéristique de Mars lui valut dans l’Antiquité le rapprochement avec le dieu grec de la guerre Arès puis avec son équivalent romain Mars, le rouge évoquant le sang des champs de bataille.

Les Babyloniens la nommaient Nirgal ou Nergal, le dieu de la mort, des destructions et du feu.

Les Égyptiens la nommaient « Horus rouge » (ḥr Dšr, Hor-desher) et connaissaient son « déplacement à reculons » (actuellement connu sous le nom de mouvement rétrograde).

Dans la mythologie hindoue, Mars est nommée Mangala (मंगल) du nom du dieu de la guerre. Dans le quadrangle de Memnonia, Mangala Valles est nommé en son honneur.

En hébreu, elle est nommée Ma'adim (מאדים) : Celui qui rougit. Ma'adim Vallis reprend ce vocable.

En Asie de l'Est (Chine, Japon, Corée et Viêt Nam) Mars est 火星, littéralement l’astre (星) feu (火). En mandarin et cantonais, elle est couramment nommée huoxing (火星, huǒxīng en pinyin) et traditionnellement Yinghuo (荧惑, yínghuò en pinyin, litt. « flamboyant confus »). En japonais, 火星 en kanji, かせい en hiragana, ou kasei en rōmaji (qui a donné son nom à Kasei Vallis). En coréen, 火星 en hanja et 화성 en hangeul, transcrit en hwaseong.

Mars est encore connue de nos jours sous le nom de « Planète rouge ».

Des observations de l’astronomie pré-télescopique, il reste peu de documents, et ceux-ci sont teintés de religion ou d’astrologie (comme le zodiaque de Dendérah en Haute-Égypte). De plus, les observations à l’œil nu ne permettent pas d’observer la planète elle-même mais plutôt sa trajectoire dans le ciel.

Observations télescopiques

En 1600 à Prague, Johannes Kepler devient l'assistant de Tycho Brahe (mort en 1601) pour lequel il doit calculer l'orbite précise de Mars. Il met six ans à faire le calcul et découvre que les orbites des planètes sont des ellipses et non des cercles. C'est la première loi de Kepler qu'il publie en 1609 dans son ouvrage Astronomia nova.

La croyance en l’existence des canaux martiens dura de la fin du xix^e siècle au début du xx^e siècle et marqua l’imagination populaire, contribuant au mythe de l’existence d’une vie intelligente sur la quatrième planète du Système solaire. Leur observation, qui n’a jamais fait l’unanimité, provenait d’une illusion d’optique, phénomène fréquent dans les conditions d’observation de l’époque (pareidolie).

Au xx^e siècle, l’utilisation de grands télescopes permit d’obtenir les cartes les plus précises avant l’envoi des sondes. À l’observatoire de Meudon, les observations d’Eugène Antoniadi en 1909 aboutirent à la publication de La planète Mars en 1930. À l’Observatoire du Pic du Midi, des observations furent effectuées par Bernard Lyot, Henri Camichel, Audouin Dollfus, et Jean-Henri Focas.

Culture

Symbolisation et symbolisme

Le « visage de Mars » vu par Viking 1.		Le visage vu par Mars Global Surveyor.

Le symbole astronomique de Mars est un cercle avec une flèche pointant vers le nord-est (Unicode 0x2642 ♂). En alchimie, ce symbole est associé au fer (dont l'oxyde est rouge) et indique parfois une mine de fer sur les cartes.

Mars mettant un peu moins de deux ans pour faire le tour du Soleil, son symbole a été utilisé par Carl von Linné afin de représenter les plantes bisannuelles dans son ouvrage Species plantarum.

Ce symbole est une représentation stylisée du bouclier et de la lance du dieu Mars. En biologie, le même symbole est utilisé comme signet pour le sexe mâle.

Volvo a intégré ce symbole dans son logo en raison de son association avec le fer, donc l'industrie sidérurgique.

Les hommes viennent de Mars, les femmes viennent de Vénus est un best-seller de John Gray paru en 1992.

La couleur rouge est associée à Mars. On lui associe aussi la violence, la colère, la guerre : tous les attributs habituels du dieu Mars.

L’hypothétique corrélation entre la position de la planète Mars par rapport à l’horizon au moment de la naissance et la destinée de certains sportifs est nommée effet Mars.

Sur les photos prises par Viking 1, le 25 juillet 1976, au cours de sa 35^e orbite, on distingue dans Cydonia Mensae des structures semblant artificielles dont un visage gigantesque et des pyramides. Cette légende est reprise dans le film de science-fiction américain Mission to Mars réalisé en 2000 par Brian De Palma.

« Mars, celui qui apporte la guerre » est le premier mouvement de l'œuvre pour grand orchestre Les Planètes, composée et écrite par Gustav Holst entre 1914 et 1916.

Fiction

Littérature

• Herbert George Wells, La Guerre des mondes [« The War of the Worlds »] (1^re éd. 1898) ; — texte de La Guerre des mondes sur Wikisource ;
• Le Cycle de Mars, d'Edgar Rice Burroughs, à partir de février 1912 ;
• Ray Bradbury, Chroniques martiennes [« The Martian Chronicles »] (1^re éd. 1950) ;
• Leigh Brackett, Le Livre de Mars (entre 1953 et 1967) ;
• Kim Stanley Robinson :
  • La Trilogie de Mars
    • Mars la rouge [« Red Mars »] (1^re éd. 1992) ;
    • Mars la verte [« Green Mars »] (1^re éd. 1993) ;
    • Mars la bleue [« Blue Mars »] (1^re éd. 1996) ;
  • Les Martiens [« The Martians »] (1^re éd. 1999) — recueil de nouvelles ;
• Stephen Baxter, Voyage (1^re éd. 1996) ;
• Gustave Le Rouge, Le Prisonnier de la planète Mars (1908) ; La Guerre des vampires (1909)
• Dan Simmons, Ilium (1^re éd. 2003) ;
• Dan Simmons, Olympos (1^re éd. 2005) ;
• Andy Weir, Seul sur Mars [« The Martian »] (1^re éd. 2011) ;
• Lady Astronaute, recueil de nouvelles de Mary Robinette Kowal paru en 2020.

Bandes dessinées francophones

• Patrick Cothias (scénario) et Antonio Parras (dessin), Le Lièvre de Mars, Glénat ;
• Richard Marazano (scénario) et Jean-Michel Ponzio (dessin), Le Complexe du Chimpanzé, Dargaud.

Jeux de société

• Mission : Red Planet de Bruno Cathala et Bruno Faidutti (Asmodée, 2005)
• Terraforming Mars de Jacob Fryxelius (FryxGames, 2016)
• First Martians : Adventures on the Red Planet d'Ignacy Trzewiczek (Portal Games, 2017)
• On Mars de Vital Lacerda (Eagle-Gryphon Games, 2019)

Source: Wikipedia

Drapeau

Comme il n'existe pas de drapeau officiel pour Mars, j'ai utilisé un fond noir pour symboliser l'espace, dans le coin supérieur droit le soleil su système solaire, avec en dessous un cercle dont l'intérieur est rouge pour symboliser un type planète (rouge pour une planète, gris foncé pour un corps céleste, bleu pour une étoile). Ensuite, en grand le symbole astronomique de la planète.