Mars (planète)
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Mars (prononcé en français : /maʁs/) est la quatrième planète du Système solaire par ordre croissant de la distance au Soleil et la deuxième par ordre croissant de la taille et de la masse. Son éloignement au Soleil est compris entre 1,381 et 1,666 au (206,6 à 249,2 millions de kilomètres), elle a une période orbitale de 669,58 jours martiens (686,71 jours ou 1,88 année terrestre).
Mars | |
Mosaïque assemblée à partir d'images prises par l'orbiteur Viking 1 le . | |
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 | 0,093 39 |
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 | 0,005 89 ± 0,000 15 |
Périmètre équatorial | 21 344 km (0,532 6 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[1]. g/mol |
Dioxyde de carbone CO2 | 96,0 %[2] |
Argon Ar | 1,93 %[2] |
Diazote N2 | 1,89 %[2] |
Dioxygène O2 | 0,145 %[2] |
Monoxyde de carbone CO | 0,07 %[2] |
Vapeur d'eau H2O | 0,03 %[2] |
Monoxyde d'azote NO | 130 ppm[2] |
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) |
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C’est une planète tellurique, comme le sont Mercure, Vénus et la Terre. Elle est environ dix fois moins massive que la Terre, mais dix fois plus massive que la Lune. Sa topographie présente des analogies aussi bien avec la Lune, à travers ses cratères et ses bassins d'impact, qu'avec la Terre, par ses formations d'origine tectonique et climatique telles que des volcans, des rifts, des vallées, des mesas, des champs de dunes et des calottes polaires. Le plus haut volcan du Système solaire, Olympus Mons (qui est un volcan bouclier), et le plus grand canyon, Valles Marineris, se trouvent sur 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 dioxyde de carbone dans les régions polaires, peut-être des séismes, voire de rares éruptions volcaniques sous forme de petites coulées de lave[3].
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, par son 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[4], 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 de la guerre dans la mythologie romaine, Mars, 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 pense qu'il s'y trouve de l'eau liquide en surface et que des formes de vie similaires à celles existant sur Terre peuvent s'y être développées, thème très fécond en science-fiction. Les variations saisonnières d'albédo à la surface de la planète sont attribuées à de la végétation, tandis que des formations rectilignes perçues dans les lunettes astronomiques et les télescopes de l'époque sont 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 sont balayées par les sondes spatiales qui étudient Mars : dès 1965, Mariner 4 permet de découvrir une planète dépourvue de champ magnétique global, à la 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[5].
Mars possède deux petits satellites naturels, Phobos et Déimos.
Quatrième planète du Système solaire par ordre de distance croissante en partant du Soleil, Mars est une planète tellurique moitié moins grande que la Terre et près de dix fois moins massive, dont la superficie est un peu inférieure à celle des terres émergées de notre planète (144,8 contre 148,9 millions de kilomètres carrés). La gravité y est le tiers de celle de la Terre, soit deux fois celle de la Lune, tandis que la durée du jour solaire martien, appelé sol, excède celle du jour terrestre d'un peu moins de 40 minutes. Mars est une fois et demie plus éloignée du Soleil que la Terre, sur une orbite sensiblement plus elliptique, et reçoit, selon sa position sur cette orbite, entre deux et trois fois moins d'énergie solaire que notre planète. L'atmosphère de Mars étant de surcroît plus de 150 fois moins dense que la nôtre, et ne produisant par conséquent qu'un effet de serre très limité, ce faible rayonnement solaire explique que la température moyenne sur Mars soit d'environ −65 °C.
Le tableau ci-dessous permet de comparer les valeurs de quelques paramètres physiques entre Mars et la Terre :
Propriété | Valeur martienne | Valeur terrestre | % Mars / Terre |
---|---|---|---|
Rayon équatorial | 3 396,2 ± 0,1 km | 6 378,1 km | 53,3 % |
Rayon polaire | 3 376,2 ± 0,1 km | 6 356,8 km | 53,1 % |
Rayon moyen volumétrique | 3 389,5 km | 6 371,0 km | 53,2 % |
Surface | 144 798 500 km2 | 510 072 000 km2 | 28,4 % |
Volume | 1,631 8 × 1011 km3 | 1,083 207 3 × 1012 km3 | 15,1 % |
Masse | 6,418 5 × 1023 kg | 5,973 6 × 1024 kg | 10,7 % |
Masse volumique moyenne | 3 933,5 ± 0,4 kg/m3 | 5 515 kg/m3 | 71,3 % |
Gravité de surface à l'équateur | 3,711 m/s2 | 9,780 327 m/s2 | 37,9 % |
Vitesse de libération | 5 027 m/s | 11 186 m/s | 44,9 % |
Période de rotation sidérale | 1,025 956 75 d ≈ 88 642,663 s | 86 164,098 903 691 s | 102,9 % |
Durée du jour solaire | 1 sol ≈ 1,027 491 25 d ≈ 88 775,244 s | 1 d = 86 400 s | 102,75 % |
Inclinaison de l'axe | 25,19° | 23,439 281° | - |
Albédo de Bond | 0,25 | 0,29 | - |
Albédo géométrique visuel | 0,15 | 0,367 | - |
Demi-grand axe de l'orbite | 227 939 100 km | 149 597 887,5 km | 152,4 % |
Excentricité orbitale | 0,093 315 | 0,016 710 219 | 558,4 % |
Période orbitale | 668,599 1 sols ≈ 686,971 d | 365,256 366 d | 188,1 % |
Aphélie | 249 209 300 km | 152 097 701 km | 163,8 % |
Périhélie | 206 669 000 km | 147 098 074 km | 140,5 % |
Rayonnement solaire | 492 à 715 W/m2 | 1 321 à 1 413 W/m2 | - |
Température moyenne au sol | −63 °C ≈ 210 K | 14 °C ≈ 287 K | - |
Température la plus élevée | 20 °C ≈ 293 K | 58 °C ≈ 331 K | - |
Température la plus basse | −133 °C ≈ 140 K | −89 °C ≈ 184 K | - |
La fine atmosphère martienne, où apparaissent 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 sur Mars : dans l'hémisphère nord, la saison la plus longue est le printemps (198,6 jours), qui excède la plus courte (l'automne, 146,6 jours) de 35,5 % ; sur Terre, l'été de l'hémisphère nord, 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.
La distance moyenne de Mars au Soleil est d'environ 227,937 millions de kilomètres, soit 1,523 7 au. Cette distance varie entre un périhélie de 1,381 au et un aphélie de 1,666 au, correspondant à une excentricité orbitale de 0,093 315. La période orbitale de Mars est de 686,96 jours terrestres, soit 1,880 8 année terrestre, et le jour solaire y dure 24 h 39 min 35,244 s.
Variations de l'excentricité
Des sept autres planètes du Système solaire, seule Mercure possède une excentricité plus élevée que celle de Mars. Toutefois, par le passé, l'orbite de Mars aurait été plus circulaire qu'aujourd'hui, avec une excentricité d'environ 0,002 il y a 1,35 million d'années[6]. L'excentricité de Mars évoluerait selon deux cycles superposés, le premier d'une période de 96 000 ans et le second d'une période de 2 200 000 ans[7], de sorte qu'elle devrait encore croître au cours des 25 000 prochaines années[8].
Variations de l'obliquité
L'obliquité désigne l'inclinaison de l'axe de rotation d'une planète sur son plan orbital autour du Soleil. L'obliquité de Mars est actuellement de 25,19°, proche de celle de la Terre, mais connaît des variations périodiques dues aux interactions gravitationnelles avec les autres planètes du Système solaire. Ces variations cycliques ont été évaluées par simulations informatiques dès les années 1970[9] comme ayant une périodicité de 120 000 ans s'inscrivant elle-même dans un super cycle de 1,2 million d'années avec pour valeurs extrêmes 14,9° et 35,5°. Un cycle encore plus long se superposerait à cet ensemble, de l'ordre de 10 millions d'années, dû à une résonance orbitale entre la rotation de la planète et son orbite autour du Soleil, susceptible d'avoir porté à 40° l’obliquité de Mars, il y a seulement 5 millions d'années[10]. Des simulations plus récentes, réalisées au début des années 1990, ont de surcroît révélé des variations chaotiques de l'obliquité martienne, dont les valeurs possibles s'inscriraient de 11° à 49°[11].
Encore affinées à l'aide des données recueillies par les sondes martiennes des années 1990 et 2000, ces simulations numériques ont mis en évidence la prépondérance des variations chaotiques de l'obliquité martienne dès qu'on remonte au-delà de quelques millions d'années, ce qui rend aléatoire toute évaluation de la valeur de l'obliquité au-delà de quelques dizaines de millions d'années dans le passé ou le futur. Une équipe européenne a ainsi évalué à 63 % la probabilité que l'obliquité de Mars ait atteint au moins 60° au cours du dernier milliard d'années, et à plus de 89 % au cours des trois derniers milliards d'années[12].
Ces variations d'obliquité induisent des variations climatiques très significatives à la surface de la planète, affectant notamment la répartition de la glace d'eau en fonction des latitudes. Ainsi, la glace tend à s'accumuler aux pôles en période de faible obliquité comme actuellement[13], tandis qu'elle tend à migrer aux basses latitudes en période de forte obliquité[14]. Les données recueillies depuis le début du siècle tendent à montrer que Mars sortirait en ce moment même d'un « âge glaciaire », notamment en raison de l'observation de structures glaciaires (glaciers, fragments de banquise et pergélisol notamment) jusqu'à des latitudes aussi basses que 30°, et qui semblent connaître une érosion active[15].
Dans la mesure où la pression atmosphérique moyenne au sol dépend de la quantité de dioxyde de carbone gelé aux pôles, les variations d'obliquité ont également un impact sur la masse totale de l'atmosphère de Mars, la pression atmosphérique moyenne pouvant même tomber, en période de faible obliquité, à seulement 30 Pa (à peine 5 % de la pression atmosphérique standard actuelle) et induire un réchauffement de 20 à 30 K du sous-sol martien en réduisant la conductivité thermique du régolithe dont la taille moyenne des pores serait comparable au libre parcours moyen des molécules de gaz dans une atmosphère aussi raréfiée[16], ce qui bloquerait la dissipation du « flux aréothermique », c'est-à-dire du flux géothermique martien. Un tel réchauffement pourrait expliquer de nombreuses formations géologiques impliquant un sous-sol chargé d'eau liquide, sans qu'il soit nécessaire d'invoquer un accroissement passé de la pression atmosphérique ou du flux thermique de la planète.
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 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 à 9 h 51 min 14 s UTC (données IMCCE[17]).
Ces oppositions surviennent approximativement tous les 780 jours, l'avant-dernière en date s'étant produite le [18], la dernière le 8 décembre 2022 et les prochaines les 16 janvier 2025, 19 février 2027 et 25 mars 2029[19], puis les 4 mai 2031, 27 juin 2033, 15 septembre 2035, et 19 novembre 2037[20].
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 à 9 h 51 min 14 s UTC, Mars était distante de la Terre de 55,758 millions de kilomètres, soit 0,372 7 au ; c'est la plus grande proximité entre Mars et la Terre depuis 59 618 ans[17]. Un rapprochement encore un peu plus resserré est prévu le , avec une distance de 55,688 millions de kilomètres.
Date | Distance (au) | Distance (109 m) | Diamètre apparent |
---|---|---|---|
27 août 2003 | 0,372719 | 55,758 | 25,13" |
15 août 2050 | 0,374041 | 55,957 | 25,04" |
30 août 2082 | 0,373564 | 55,884 | 25,08" |
19 août 2129 | 0,373276 | 55,841 | 25,10" |
24 août 2208 | 0,372794 | 55,769 | 25,13" |
28 août 2287 | 0,372254 | 55,688 | 25,16" |
En tenant compte des influences gravitationnelles des autres planètes sur l'excentricité orbitale de Mars, qui continuera à croître légèrement au cours des 25 000 prochaines années, il est possible de prédire des rapprochements encore plus étroits : 55,652 millions de kilomètres le et 55,651 millions de kilomètres le [8].
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.
Référentiels
Sur Mars, le méridien 0 (zéro) est celui qui passe par le centre du cratère Airy-0[22].
Dans le système planétocentrique, développé à partir des données acquises par le MOLA de Mars Global Surveyor et aujourd'hui le plus utilisé, les coordonnées géographiques sont exprimées sur Mars dans le système décimal — et non dans le système sexagésimal utilisé sur Terre — avec les longitudes croissant vers l'est de 0 à 360° E, les angles étant calculés à partir du plan équatorial pour les latitudes et à partir du méridien 0 pour les longitudes.
Dans le système planétographique, développé à partir des données recueillies par Mariner 9 et aujourd'hui de moins en moins utilisé, les coordonnées sont exprimées de façon décimale avec les longitudes croissant vers l'ouest de 0 à 360° W en fonction d'un maillage projeté sur la surface de la planète. En pratique, les longitudes planétographiques et planétocentriques se déduisent facilement les unes des autres, en revanche les latitudes planétographiques peuvent être supérieures aux latitudes planétocentriques de plus d'un tiers de degré en valeur absolue.
Le niveau de référence des altitudes martiennes a, quant à lui, été défini arbitrairement comme l'altitude à laquelle la pression atmosphérique moyenne est de 610 Pa[23]. Ceci permet de définir formellement une surface équipotentielle globale à partir de laquelle il est possible de calculer les altitudes en chaque point de la planète, bien qu'en pratique la détermination de cette surface soit assez imprécise en raison des importantes fluctuations saisonnières de la pression atmosphérique résultant du fait que le dioxyde de carbone, constituant majoritaire de l'atmosphère de Mars, est en équilibre avec le dioxyde de carbone gelé aux pôles, état d'équilibre qui varie tout au long de l'année au gré des saisons.
Quadrangles
Pour en structurer l'étude, la surface de Mars a été divisée par l'USGS en 30 régions de taille semblable, 15 par hémisphère, dont la topographie établie par le MOLA de Mars Global Surveyor puis THEMIS de Mars Odyssey est disponible sur Internet sous forme de cartes au 1⁄5 000 000[24],[25]. Chacun de ces quadrangles a été nommé d'après l'un de ses reliefs caractéristiques, mais, dans la littérature, ils sont souvent référencés par leur numéro, préfixé du code « MC » signifiant Mars Chart.
Cette division en quadrangles est une méthode générale de cartographie, d'abord développée sur Terre à des échelles variables, puis étendue progressivement aux planètes du Système solaire pour lesquelles les données géographiques sont suffisantes pour devoir être structurées. Vénus a ainsi été divisée en huit quadrangles au 1⁄10 000 000 et en 62 quadrangles au 1⁄5 000 000.
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, et Hellas par 42,7° S et 70° E, et au nord Utopia Planitia par 49,7° N et 118° E,
- 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.
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[alpha 1] 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.
Origine de la dichotomie martienne
L'étude des bassins d'impact enfouis sous la surface a permis d'établir que la dichotomie crustale martienne remonte à plus de quatre milliards d'années avant le présent[28], et donc que c'est une structure héritée des premiers âges de la planète. Certaines formations plus récentes à la limite entre les deux domaines suggèrent de surcroît une relaxation isostatique des hautes terres du sud après le comblement volcanique de la dépression de l'hémisphère nord, ce qui plaide également pour la grande ancienneté de cette dichotomie.
Deux types de scénarios ont été proposés pour en rendre compte[29] :
- les premiers reposent sur la dynamique interne de la planète, les mouvements de convection du manteau et une ébauche de tectonique des plaques, à la manière de la formation des supercontinents terrestres à l'aube de l'histoire de notre planète ;
- les seconds reposent sur un ou plusieurs grands impacts entraînant la fusion de l'écorce dans l'hémisphère nord. En 2022, l'identification de zones de cisaillement profondes, observables dans le canyon de Valles Marineris, les compositions minéralogiques au fond du canyon et des anomalies magnétiques viennent renforcer l'hypothèse d'un impact géant[30],[31]. Des simulations numériques suggèrent que l'impact s'est produit dans l’hémisphère sud, par un bolide de 1 000 à 1 500 km de diamètre ayant une vitesse de 6 à 7 km/s et un angle d'incidence de 15 à 30°[32].