Les premiers instants de la formation planétaire de mars n'ont pas été de tout repos. L'énergie libérée par l'assemblage, morceau après morceau, des planétésimaux pour donner une planète fut gigantesque, et contraste profondément avec le calme relatif qui règne à présent dans notre système solaire.

Une fois le Soleil formé, la matière restante s‘est concentrée autour de la jeune étoile. D'abord présente sous la forme d'un nuage diffus, cette matière s'est progressivement structurée en disque, au sein duquel les embryons planétaires ont entamé leur formation.

La formation de Mars

Le Soleil représente à lui seul 99,86 % de la masse du Système solaire. Pourtant, le reste de la matière disponible autour de l'étoile a été suffisant pour former les huit planètes, des centaines de satellites naturels et des centaines de milliers d'astéroïdes, comètes et autres planètes naines. Mars, comme les autres planètes du Système solaire, s'est nourrie de la matière à disposition pour grandir. Située dans la partie interne de notre système, c'est-à-dire avant la ligne des glaces, la protoplanète martienne s'est formée à partir des éléments les plus lourds, comme les éléments sidérophiles, riches en fer, et lithophiles, riches en silicates. Les éléments plus légers, comme l'eau, l'ammoniac ou encore le méthane ont quant à eux été majoritairement soufflés vers les régions externes du système, et ont formé les planètes géantes.

Les innombrables collisions entre les grains de poussière ont permis à la protoplanète d’agglutiner toujours plus de matière. Mais les planètes géantes, formées plus rapidement que les planètes rocheuses (ou telluriques), sont venues perturber la formation de la jeune planète Mars. De par son orbite encore instable, Jupiter, déjà imposante, est  venue migrer vers l‘intérieur du Système solaire et vider la zone. Sans plus de matière à disposition, la croissance de Mars s’arrête…

Différentiation planétaire

La formation de Mars ne s'est pas achevée pour autant. Une fois la matière rassemblée, il faut la répartir : les éléments les plus lourds vont plonger vers le centre de la jeune planète, tandis que les éléments plus légers vont remonter en surface. La différenciation planétaire commence. Elle mène à la formation du noyau, du manteau et de la croûte. Au début des années 2000, la sonde américaine Mars Global Surveyor a révélé que Mars possède une importante proportion d'éléments chalcophiles, c'est-à-dire des éléments riches en soufre. Ces chalcophiles auraient joué un rôle majeur dans la différentiation de la planète rouge. Plus abondant sur Mars que sur Terre, le soufre aurait un pouvoir accélérateur dans la différentiation planétaire : le noyau de Mars aurait en effet mis seulement 30 millions d'années à se former, alors que celui de la Terre s'est créé en 50 millions d'années. Le rayon du noyau martien représenterait environ 50 % du rayon total de la planète, soit près de 1 700 km. Il est composé en majorité de fer, de nickel et de soufre, et sa température est estimée à 2 000 K (1 727 °C). De plus, l'abondance du soufre, plus léger que le fer notamment, aurait eu pour effet de rendre le noyau martien liquide, idéal pour générer un champ magnétique. En effet, les mouvements de convection au sein du noyau doivent être suffisamment rapides pour générer ce champ, ce qui est facilité lorsque la matière est à l‘état liquide.

Le noyau est enveloppé par une couche supérieure plus froide : le manteau. Composé en majorité de roches silicatées solides mais visqueuses, le manteau martien s'étend sur plus de 1 600 km au-dessus du noyau. Tout comme le manteau terrestre, le manteau martien est en perpétuel mouvement. Ces mouvements, dits de « convection », sont créés par la forte température du noyau, qui fait remonter la matière vers la surface, et la faible température de la croûte, qui la fait replonger. Là encore, l'abondance de soufre dans la composition martienne expliquerait la grande fluidité des laves issues du volcanisme passé de Mars, qui ont pu s'écouler sur des milliers de kilomètres en surface.

Néanmoins, les mécanismes de convection du manteau de la planète Mars n'aboutissent pas aux mêmes conséquences, au niveau de la croûte, que sur la Terre. En effet, sur Terre, la croûte est divisée en plaques qui se déplacent au gré des mouvements de convection du manteau, c'est ce qu'on appelle la « tectonique des plaques ». En revanche, la couche externe de Mars, composée principalement de roches basaltiques riches en fer, est trop épaisse (près de 50 km d'épaisseur en moyenne) pour se fragmenter et former des plaques tectoniques.

La dichotomie martienne

Comme les autres planètes du Système solaire, Mars s'est formée grâce aux mécanismes d'accrétion et de différentiation planétaire. Toutefois, ce ne sont pas les seuls processus à avoir modelé la planète rouge. En effet, Mars possède une particularité géologique qui n'a été observée sur aucune autre planète : sa dichotomie crustale.

Le tiers nord du globe martien, peu cratérisé, se distingue par ses vastes plaines sans relief, tandis que les régions sud possèdent de nombreuses caractéristiques géologiques telles que des volcans, des plaines de lave et une myriade de cratères d'impacts. De plus, l‘altitude moyenne des deux hémisphères est très différente : l'hémisphère nord est en moyenne à 6 km sous le niveau de référence, tandis que l‘hémisphère sud possède des plateaux et des structures volcaniques dépassant les 8 km au-dessus du niveau 0.

Cette dichotomie altimétrique de la croûte martienne serait née d'un impact géant, ayant eu lieu moins d'un milliard d'année après la formation de Mars. Entre 3,9 et 4,1 milliards d'années avant notre ère, soit quelques centaines de millions d'années après la formation du Système solaire, une période de grands bombardements météoritiques aurait sévi : le Grand Bombardement Tardif (GBT) (voir plus loin). C'est à cette époque que la plupart des cratères d'impact observés sur les planètes telluriques auraient fait leur apparition. Parmi ces bolides de l'espace, l'un d'eux était beaucoup plus imposant que les autres : un corps de plus de 2 000 km de diamètre qui aurait heurté Mars, moins de 800 millions d'années après sa formation. Il aurait donné naissance à la dichotomie martienne, l'hémisphère nord martien étant le vestige du gigantesque cratère d’impact. Les satellites Phobos et Deimos seraient, eux aussi, nés de cette collision.

L’épaisseur moyenne de la couche externe de Mars est de 50 km, contre 35 km pour la croûte continentale terrestre et seulement 6 km pour la croûte océanique.

Ah là là ! Qu’est-ce que c’est encore que ce mâchin ?

Deux périodes de bombardement météoritique auraient eu lieu dans la genèse du Système solaire. L’un au commencement de la formation planétaire (ce sont ces bombardements qui ont permis à la matière de s’accréter pour former les planètes), l’autre, quelques centaines de millions d’années après la formation planétaire : le Grand Bombardement Tardif (GBT) ou Late Heavy Bombardment (LHB en anglais).

C'est une période de l'Histoire du Système solaire s'étendant approximativement de 4,1 à 3,9 milliards d'années, soit plusieurs centaines de millions d’années après la formation du système solaire estimée à 4,6 milliards d’années, et durant laquelle se serait produite une notable augmentation des impacts météoriques ou cométaires sur les planètes telluriques (Mercure, Vénus, la Terre et Mars).

Le LHB pour expliquer l'âge des roches lunaires de bassins d'impacts

Elle a été introduite pour rendre compte des curieuses mesures concernant les âges des roches lunaires de grands bassins d'impacts, respectivement la mer des Pluies (Mare Imbrium), la mer des Nectars (Mare Nectaris) et la mer de la Sérénité, rapportées sur Terre par les missions Apollo 15, Apollo 16 et Apollo 17.

Alors que les datations des plus vieilles météorites donnent un âge d'environ 4,6 milliards d'années pour le Système solaire, les cosmochimistes ont trouvé des âges de l'ordre de 4 milliards d'années pour les roches des mers lunaires, soit plusieurs centaines de millions d’années plus jeunes que la formation du Système Solaire. Pourtant, la Lune s’est formée presque en même temps que la Terre, et, contrairement à notre planète, n'a subi aucun mécanisme d’érosion ou de tectonique de plaque altérant la roche. Seuls des impacts météoritiques auraient pu modifier la surface lunaire, et la "rajeunir" par la même occasion.

Les modèles de formations des planètes par accrétion prévoyant une baisse importante du taux de bombardement des planètes quelques centaines de millions d'années après la naissance du Système solaire, le moyen le plus simple d'expliquer la formation des grands bassins d'impacts est donc de postuler une brusque remontée du taux de bombardement météoritique il y a environ 4 milliards d'années. Les grands bassins d'impacts Caloris sur Mercure et Hellas sur Mars dateraient aussi de cette époque, ce qui confirmerait qu'un grand bombardement tardif a bien affecté l'ensemble des planètes telluriques. Hellas Planitia, sur Mars, est le plus grand cratère d’impact météoritique du Système Solaire d’une profondeur de près de 9 500 mètres serait, lui aussi, né de ce grand bombardement tardif.

On a donc postulé un LHB, bien que le débat quant à son existence réel ne soit pas clos.

Actuellement, la meilleure théorie expliquant ce LHB est celle faisant intervenir une migration des planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune), qui aurait produit diverses résonances, conduisant à déstabiliser les ceintures d'astéroïdes existantes à cette période. Elle a été développée par Alessandro Morbidelli et ses collègues sous la forme d'un modèle numérique aujourd'hui connu sous le nom de Modèle de Nice.

Voir Hellas Planitia

Lorsque tu regardes Mars au télescope, tu ne reconnais généralement pas de nombreuses caractéristiques du paysage, d’autant plus que les observations sont souvent affectées par les tempêtes de poussière qui sévissent dans l’atmosphère martienne.

Le bassin d’impact de Hellas Planitia est toutefois visible comme une vaste zone légère et presque circulaire dans l’hémisphère sud. Des images des parties les plus profondes de ce bassin d'impact - avec une visibilité exceptionnellement grande - ont maintenant été acquises avec la caméra stéréoscopique à haute résolution (HRSC), exploitée par le Centre aérospatial allemand (Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt; DLR) à bord du satellite Mars de l'ESA Vaisseau spatial Express.

Le bassin de Hellas a été formé lorsqu'un énorme astéroïde, probablement plus de 100 kilomètres de diamètre, a touché la croûte martienne. Cela s'est passé il y a environ 4,1 milliards d'années, vers la fin de la période noachienne, qui a duré jusqu'à environ 3,7 ou 3,8 milliards d'années avant notre époque. Au cours de cette période, le plus grand nombre d'impacts d'astéroïdes s'est produit sur les planètes internes du Système solaire. Cela ressort clairement des nombreux cratères circulaires et sombres remplis de roche volcanique situés du côté de la Lune.

Même la Terre n'a pas été épargnée par ces lourdes collisions cosmiques lors du "Grand Bombardement Tardif". La nature dynamique de la croûte terrestre a longtemps effacé toute trace de ces impacts. Avec un diamètre d'environ 2 200 kilomètres, ainsi que le bassin Pôle Sud-Aitken de l'autre côté de la Lune et le bassin de Valhalla sur la lune de Jupiter Callisto.

L'eau pourrait être stable au bas de Hellas

Hellas Planitia est aujourd'hui le bassin d'impact préservé le plus profond de Mars. Une altitude de plus de 4 000 mètres sépare le sol du bassin du bord le plus à l'intérieur de plusieurs montagnes concentriques de cratères. De plus, la différence d’altitude atteint les 9 500 mètres des sommets des chaînes de cratères les plus extérieures des anneaux de cratère formés par l’impact.

Au fil du temps, les processus géologiques ont considérablement modifié l'intérieur de Hellas Planitia. Le vent a poussé la poussière dans le bassin, les glaciers et les ruisseaux ont transporté et déposé des sédiments, et les volcans ont accumulé des couches de lave de faible viscosité sur le sol de Hellas. En dépit de son exposition à l'érosion et de la couverture de dépôts pendant une longue période, c'est le grand bassin d'impact le mieux préservé sur Mars.

Ça va, t'en sais assez ? Allez, un dernier petit diaporama pour conclure sur Hellas Planitia. Tu dois cliquer sur une des cinq miniatures pour voir la photos s’afficher plus grande au-dessus.