Voir la source de Noachien

[[Fichier:Chronologie Volcanisme Martien.jpg|thumb|upright=2.0|Époques géologiques de la [[Mars (planète)|planète Mars]] selon l'[[échelle de Hartmann & Neukum]], le ''Noachien'' correspondant aux dates antérieures à {{unité|3.7|milliards}} d'années avant le présent.]]
Le '''Noachien''' est la première des trois [[Époque géologique|époques]] (ou le premier [[éon]]) de la [[Géologie de la planète Mars|géologie martienne]] — la suivante est l'[[Hespérien]], caractérisée par une intense activité [[Volcanisme|volcanique]]. Les terrains noachiens sont caractérisés par leur forte [[Dénombrement des cratères d'impact|cratérisation]] et, notamment, l'abondance de grands [[Cratère d'impact|cratères d'impact]] de plusieurs dizaines, voire centaines de kilomètres de diamètre, ainsi que par la présence de [[Bassin d'impact|bassins d'impact]] de plusieurs milliers de kilomètres de diamètre. Sur l'[[échelle des temps géologiques martiens]], le Noachien date de plus de {{unité|3.7|milliards}} d'années selon l'[[échelle de Hartmann & Neukum]], ou de plus de {{unité|3.5|milliards}} d'années selon l'échelle de Hartmann standard.

== Géographie et morphologie ==

Les terrains du Noachien sont situés essentiellement dans l'hémisphère sud, souvent à une altitude de quelques kilomètres par rapport au [[Altitudes et coordonnées géographiques sur Mars|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 [[amazonien]]s, 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 [[Bassin d'impact|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 [[amazonien]]s 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 ==

{{Article principal|Échelle des temps géologiques martiens}}

La datation des événements géologiques martiens est une question non résolue à ce jour. Deux [[Échelle des temps géologiques martiens|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 [[Cratère d'impact|cratères d'impact]] sur les sols martiens, conduit à des datations sensiblement plus récentes<ref>
{{article
| langue      = en
| nom1        = Kenneth L. Tanaka
| titre       = The Stratigraphy of Mars
| périodique  = Journal of Geophysical Research – Solid Earth
| volume      = B13
| numéro      = 91
| année       = 1986
| pages       = E139–E158
| issn        = 0148-0227
| url texte   = http://www.agu.org/pubs/crossref/1986/JB091iB13p0E139.shtml
| consulté le = 25 janvier 2010}}<br />{{doi|10.1029/JB091iB13p0E139}}
</ref> que l'[[échelle de Hartmann & Neukum]]<ref>
[http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2008/pdf/2509.pdf Lunar and Planetary Science {{XXXIX}} (2008)] « ''The Lunar and Martian cratering record and chronologies''. »
</ref>, élaborée parallèlement par le [[planétologue]] allemand [[Gerhard Neukum]] à partir des observations fines de la caméra [[High Resolution Stereo Camera|HRSC]]<ref>
[http://www.esa.int/esaMI/Mars_Express/SEMCPLM5NDF_0.html ESA Mars Express News – 14 mars 2008] « ''Mars Express reveals the Red Planet's volcanic past''. »
</ref> (dates en millions d'années) :

{{Échelle des temps géologiques martiens}}

Cette seconde échelle est plus en phase avec le système [[Stratigraphie|stratigraphique]] proposé notamment par l'équipe de l'[[astrophysique|astrophysicien]] français [[Jean-Pierre Bibring]] de l'[[Institut d'astrophysique spatiale|IAS]] à [[Orsay]] à partir des informations recueillies par l'instrument [[Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité|OMEGA]] de la [[Sonde spatiale|sonde]] européenne [[Mars Express]]<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = [[Jean-Pierre Bibring]], [[Yves Langevin]], John F. Mustard, François Poulet, Raymond Arvidson, Aline Gendrin, Brigitte Gondet, Nicolas Mangold, P. Pinet et F. Forget, ainsi que l'équipe OMEGA : Michel Berthé, Jean-Pierre Bibring, Aline Gendrin, Cécile Gomez, Brigitte Gondet, Denis Jouglet, François Poulet, Alain Soufflot, Mathieu Vincendon, [[Michel Combes (astronome)|Michel Combes]], Pierre Drossart, [[Thérèse Encrenaz]], Thierry Fouchet, Riccardo Merchiorri, GianCarlo Belluci, Francesca Altieri, Vittorio Formisano, Fabricio Capaccioni, Pricilla Cerroni, Angioletta Coradini, Sergio Fonti, Oleg Korablev, Volodia Kottsov, Nikolai Ignatiev, Vassili Moroz, Dimitri Titov, Ludmilla Zasova, Damien Loiseau, Nicolas Mangold, Patrick Pinet, Sylvain Douté, Bernard Schmitt, Christophe Sotin, Ernst Hauber, Harald Hoffmann, Ralf Jaumann, Uwe Keller, Ray Arvidson, John F. Mustard, Tom Duxbury, François Forget, G. Neukum
 | titre       = '''Global Mineralogical and Aqueous Mars History Derived from OMEGA/Mars Express Data'''
 | périodique  = Science
 | volume      = 312
 | numéro      = 5772
 | jour        = 21
 | mois        = avril
 | année       = 2006
 | pages       = 400-404
 | issn        = 1095-9203
 | url texte   = http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/312/5772/400
 | consulté le = 28 décembre 2009}}<br />{{doi|10.1126/science.1122659}}
</ref>{{,}}<ref>
[http://smsc.cnes.fr/MEX/ESS8_en.pdf CNES e-Space & Science – 30 août 2006] « ''Three new words for a new history''. »
</ref>, introduisant le terme « [[Phyllosien]] » pour définir le premier [[éon]] martien, à partir de terrains où dominent les [[phyllosilicate]]s. La [[chronostratigraphie]] correspondante serait la suivante<ref>
[http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEM117OFGLE_0.html ESA Mars Express News – 20 avril 2006] « ''Mars Express's OMEGA uncovers possible sites for life''. »
</ref>, dans laquelle le ''Phyllosien'' correspond aux époques antérieures à 4,2&nbsp;milliards d'années, avec un ajustement supplémentaire de la définition des [[Époque géologique|époques]] [[Géologie de la planète Mars|géologiques martiennes]]<ref>
[http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/312/5772/400/FIG5 Science – 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 ({{doi|10.1126/science.1122659}})
</ref>:

{{Système stratigraphique de G. Neukum}}

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 3,8&nbsp;milliards d'années [[avant le présent]] selon les estimations provenant d'échantillons lunaires et d'études fondées sur la surface de la [[Mercure (planète)|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 global<ref name="Dynamo">[http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2009/pdf/1265.pdf 40th 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''. »</ref>.

== Mars au Noachien ==

{{Article principal|géologie de la planète Mars}}

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 [[phyllosilicate]]s — dont font partie les [[argile]]s — caractéristiques de cette époque. Ces minéraux s'observent eux-mêmes formant diverses phases avec des [[zéolite]]s ou de dépôts de [[sulfate]]s ou de [[chlorure]]s<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = James J. Wray, Scott L. Murchie, Steven W. Squyres, Frank P. Seelos et Livio L. Tornabene
 | titre       = Diverse aqueous environments on ancient Mars revealed in the southern highlands
 | périodique  = Geology
 | volume      = 37
 | numéro      = 11
 | mois        = novembre
 | année       = 2009
 | pages       = 1043-1046
 | issn        = 1943-2682
 | url texte   = http://geology.geoscienceworld.org/cgi/reprint/37/11/1043
 | consulté le = 8 janvier 2010}}<br />{{doi|10.1130/G30331A.1}}
</ref>, 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 ===
[[Fichier:Mars interior.jpg|thumb|right|167px|Coupe schématique de [[Mars (planète)|Mars]].]]

[[Mars (planète)|Mars]] se serait formée, comme toutes les autres planètes du [[système solaire]], il y a environ 4,6&nbsp;milliards d'années, selon un processus d'accrétion gravitationnelle de [[Planétésimal|planétésimaux]] résultant de la condensation de la [[nébuleuse solaire]]. Étant située en deçà de la limite des 4&nbsp;[[Unité astronomique|UA]] du [[Soleil]], au-delà de laquelle peuvent se condenser les [[Composé chimique|composés]] volatils tels que l'[[eau]] {{formule chimique|H|2|O}}, le [[méthane]] {{formule chimique|CH|4}} ou encore l'[[ammoniac]] {{formule chimique|NH|3}}, Mars s'est formée à partir de planétésimaux essentiellement [[fer]]reux et [[Silicate|silicatés]], mais avec une teneur en [[soufre]] bien plus élevée que la [[Terre]], comme l'ont révélé d'intéressantes mesures réalisées par [[Mars Global Surveyor]]<ref>[http://www.anl.gov/Media_Center/News/2003/030926mars.htm Argonne National Laboryatory – 26 septembre 2003] « ''APS X-rays reveal secrets of Mars' core''. »</ref>.

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 [[Manteau (géologie)|mantellique]] en une réaction [[endothermique]] donnant des [[sulfure]]s de [[fer]] qui :
# Abaissent la [[température de fusion]] du mélange ;
# Séparent chimiquement le fer du mélange de [[silicate]]s 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 [[Mars Global Surveyor|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 {{formatnum:1300}} et {{unité|2000|km}}, valeurs déduites d'une estimation du [[moment d'inertie]] de la planète par la mission [[Mars Pathfinder]]<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = M. P. Golombek, R. A. Cook, T. Economou, W. M. Folkner, A. F. C. Haldemann, P. H. Kallemeyn, J. M. Knudsen, R. M. Manning, H. J. Moore, T. J. Parker, R. Rieder, J. T. Schofield, P. H. Smith, R. M. Vaughan
 | titre       = Overview of the Mars Pathfinder Mission and Assessment of Landing Site Predictions
 | périodique  = Science
 | volume      = 278
 | numéro      = 5344
 | jour        = 5
 | mois        = décembre
 | année       = 1997
 | pages       = 1743-1748
 | issn        = 0036-8075
 | url texte   = http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/278/5344/1743
 | consulté le = 16 janvier 2010}}<br />{{doi|10.1126/science.278.5344.1743}}
</ref>, la valeur généralement retenue étant un rayon d'environ {{unité|1480|km}}. La teneur élevée en soufre des matériaux constituant la [[Mars (planète)|planète Mars]] est une donnée essentielle pour en comprendre la dynamique interne, et notamment l'étonnante fluidité des [[lave]]s 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 [[Lit (hydrologie)|lits]] de [[cours d'eau]] asséchés serpentant sur les sols noachiens et [[hespérien]]s témoigne de la présence d'[[eau]] liquide sur de vastes étendues de la surface martienne jusqu'à environ 3,6&nbsp;milliards d'années avant le présent. Des formations géologiques très explicites, telles que des [[Delta (hydrologie)|deltas]], comme ceux du [[Jezero (cratère martien)|cratère Jezero]]<ref>
[http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2008-135 NASA Jet Propulsion Laboratory – 16 juillet 2008] « ''NASA Spacecraft Shows Diverse, Wet Environments on Ancient Mars''. »
</ref> ou du [[Eberswalde (cratère)|cratère Eberswalde]]<ref>
[http://www.msss.com/mars_images/moc/2003/11/13/ Malin Space Science System – 13 novembre 2003] « ''Distributary Fan: « Smoking Gun » Evidence for Persistent Water Flow and Sediment Deposition on Ancient Mars''. »
</ref>, 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 [[Mars Exploration Rover|rover]] [[Opportunity]], de [[jarosite]]<ref>
[http://marsrover.nasa.gov/science/goal1-results.html Mars Exploration Rover Mission – Goals: Mission Results] « ''Goal 1: Determine Whether Life Ever Arose on Mars'' », consulté le 11 janvier 2010.
</ref>, un [[sulfate]] [[Hydrate|hydraté]] de [[fer]] de formule {{formule chimique|NaFe<sup>({{III}})</sup>|3|(OH)|6|(SO|4|)|2}}<ref>
[http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/1835.pdf C. Lunar and Planetary Science {{XXXVIII}} (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''. »
</ref> qui se forme à partir de roches volcaniques en présence de [[solution aqueuse]] d'[[acide sulfurique]] {{formule chimique|H|2|SO|4}}, résultat d'autant plus intéressant que ces solutions sont connues pour avoir un très bas point de congélation — l'[[eutectique]] du mélange {{formule chimique|H|2|SO|4|·2H|2|O&nbsp;–&nbsp;H|2|SO|4|·3H|2|O}} gèle un peu en dessous de {{tmp|-20|°C}} et celui du mélange {{formule chimique|H|2|SO|4|·6,5H|2|O&nbsp;–&nbsp;H|2|O}} gèle autour de {{unité|210|[[Kelvin|K]]}}, température légèrement inférieure à {{tmp|-60|°C}}<ref>
[http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2004/pdf/1965.pdf Lunar and Planetary Science {{XXXV}} (2004)] J.S. Kargel et Giles M. Marion, « ''Mars as a salt-, acid-, and gas-hydrate world''. »
</ref>, qui est la température moyenne sur Mars.

Un faisceau d'éléments convergents vient renforcer ce premier résultat<ref>
{{pdf}} [http://www.esa.int/esapub/bulletin/bulletin132/bul132b_chicarro.pdf ESA bulletin {{n°|132}} – novembre 2007] « ''Revealing the Red Planet – Mars Express Provides an Unprecedented View''. »
</ref>. Ainsi, la présence significative de [[phyllosilicate]]s détectés par l'instrument OMEGA de la sonde [[Mars Express]] est également un fort indicateur de la présence passée d'eau liquide<ref>
[http://www.esa.int/SPECIALS/Results_from_Mars_Express_and_Huygens/SEMA1UULWFE_0.html ESA: Results from Mars Express and Huygens – 30 novembre 2005] « ''Mars Express evidence for large aquifers on early Mars''. »
</ref>{{,}}<ref>
[http://www.esa.int/esaSC/SEMADOV74TE_index_0.html ESA Space Science News – 16 octobre 2006] « ''Mars Express and the story of water on Mars''. »
</ref>{{,}}<ref>
{{pdf}}{{fr}} [http://www.crpg.cnrs-nancy.fr/NEWS/PNP2006/RESUMES/Loizeau-et-al.pdf 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''. »
</ref>. Des études plus fines réalisées ''in situ'' par les deux [[Mars Exploration Rover]]s [[Spirit (sonde)|Spirit]] et [[Opportunity]] respectivement dans le [[Gusev (cratère)|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<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = James P. Greenwood et Ruth E. Blake
 | titre       = Evidence for an acidic ocean on Mars from phosphorus geochemistry of Martian soils and rocks
 | périodique  = Geology
 | volume      = 34
 | numéro      = 11
 | mois        = novembre
 | année       = 2006
 | pages       = 953-956
 | issn        = 1943-2682
 | url texte   = http://geology.geoscienceworld.org/cgi/content/abstract/34/11/953
 | consulté le = 15 janvier 2010}}<br />{{doi|10.1130/G22415A.1}}
</ref>. 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 Odyssey]]<ref>
[http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2009/pdf/1411.pdf 40th 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''. »
</ref>, aboutit au même résultat.

==== Hypothèse de l'océan boréal ====
{{article détaillé|Oceanus Borealis}}
[[Fichier:AncientMars.jpg|thumb|right|250px|Vue calculée de la [[Mars (planète)|planète Mars]] pourvue d'une [[hydrosphère]], il y a environ 4&nbsp;milliards d'années.]]
Par ailleurs, l'étude détaillée des traces laissées dans le paysage martien par de supposés cours d'eau et étendues liquides a conduit à proposer l'existence d'un véritable océan couvrant près du tiers de la surface de la planète au niveau de l'actuel [[Vastitas Borealis]]. Dans un article de 1991 devenu classique<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = V. R. Baker, R. G. Strom, V. C. Gulick, J. S. Kargel, G. Komatsu et V. S. Kale
 | titre       = Ancient oceans, ice sheets and the hydrological cycle on Mars
 | périodique  = Nature
 | volume      = 352
 | jour        = 15
 | mois        = août
 | année       = 1991
 | pages       = 589-594
 | issn        = 0028-0836
 | url texte   = http://www.nature.com/nature/journal/v352/n6336/pdf/352589a0.pdf
 | consulté le = 15 janvier 2010}}<br />{{doi|10.1038/352589a0}}
</ref>, Baker {{et al.}} allaient jusqu'à identifier certaines structures aux traces d'un ancien rivage. Les lignes côtières ainsi identifiées se trouvaient de surcroît correspondre aux courbes d'altitude constante corrigées des déformations ultérieures déduites du volcanisme et d'estimations quant au changement d'axe de rotation de la planète<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = Maria T. Zuber
 | titre       = Planetary science: Mars at the tipping point
 | périodique  = Nature
 | volume      = 447
 | jour        = 14
 | mois        = juin
 | année       = 2007
 | pages       = 785-786
 | issn        = 0028-0836
 | url texte   = http://www.nature.com/nature/journal/v447/n7146/full/447785a.html
 | consulté le = 15 janvier 2010}}
</ref>. D'autres théories ont cependant été proposées pour rendre compte de ces observations, notamment en se fondant sur la possible origine volcanique des structures ainsi interprétées<ref>
M/ H. Carr et J. W. Head, « ''Oceans on Mars: An assessment of the observational evidence and possible fate'' », dans ''Journal of Geophysical Research'' '''108''', 2002.
</ref>.

L'hypothèse d'un océan boréal présente toutefois l'avantage d'expliquer une observation frappante : la densité et la taille des formations identifiées comme des lits de cours d'eau asséchés décroît sensiblement du nord au sud de la planète ; elle est maximale le long de l'hypothétique « rivage » de ce non moins hypothétique océan, avec d'impressionnantes vallées atteignant parfois {{unité|25|km}} de large, et devient pratiquement nulle aux environs des régions polaires australes, où les vallées sont également à peine perceptibles. Ceci serait cohérent avec l'hypothèse de l'hydrosphère concentrée dans l'hémisphère nord, autour de l'océan boréal, laissant les terres émergées de l'hémisphère sud de plus en plus arides à mesure qu'on s'éloigne des côtes.

=== Atmosphère primordiale et disparition progressive ===

Selon nos connaissances actuelles<ref>
[http://www-mgcm.arc.nasa.gov/mgcm/HTML/FAQS/wetmars.html NASA Ames Research Center – Mars General Circulation Modeling Group] « ''Was Mars always so dry and cold as today (were there once rivers and seas)?'' »
</ref>{{,}}<ref>
[http://www-mgcm.arc.nasa.gov/mgcm/HTML/FAQS/thin_atm.html NASA Ames Research Center – Mars General Circulation Modeling Group] « ''Why is the Martian atmosphere so thin and mainly carbon dioxide?'' »
</ref>, lors de sa formation il y a environ 4,6&nbsp;milliards d'années, la [[Mars (planète)|planète Mars]] devait être entourée d'une [[Atmosphère de Mars|atmosphère]] principalement constituée de [[vapeur d'eau]] {{formule chimique|H|2|O}} libérée lors de l'agglomération des [[Planétésimal|planétésimaux]], ainsi que de [[dioxyde de carbone]] {{formule chimique|CO|2}}, d'[[Diazote|azote]] {{formule chimique|N|2}}, de [[dioxyde de soufre]] {{formule chimique|SO|2}} et peut-être d'assez grandes quantités de [[méthane]] {{formule chimique|CH|4}}. Une fois suffisamment refroidie, il y a environ 4,5 à 4,4&nbsp;milliards d'années, la surface solide de la planète dut recevoir en [[pluie]] la vapeur d'eau [[Condensation|condensée]], qui réagit avec le [[fer]] contenu dans les minéraux chauffés pour l'[[Oxydation|oxyder]] en libérant de l'[[Dihydrogène|hydrogène]] {{formule chimique|H|2}}, lequel, trop léger pour s'accumuler dans l'atmosphère, s'échappa dans l'espace. Ne demeurèrent donc plus que le [[Dioxyde de carbone|{{formule chimique|CO|2}}]], le [[Diazote|{{formule chimique|N|2}}]] et le [[Dioxyde de soufre|{{formule chimique|SO|2}}]] comme constituants majoritaires de l'atmosphère martienne primitive, avec une [[pression atmosphérique]] totale alors plusieurs centaines de fois supérieure à ce qu'elle est aujourd'hui — la pression standard actuelle est de 610&nbsp;[[Pascal (unité)|Pa]].

Cette atmosphère, qui devait permettre un [[effet de serre]] significatif maintenant des températures relativement élevées à la surface de [[Mars (planète)|Mars]], aurait cependant rapidement commencé à s'évanouir dans l'espace en raison de trois facteurs principaux :
# La ventilation sous l'effet des [[Impact cosmique|impacts météoritiques]] de gros [[astéroïde]]s ;
# La [[Précipité|précipitation]], sous forme de [[carbonate]]s et de [[sulfate]]s, du [[Dioxyde de carbone|{{formule chimique|CO|2}}]] et du [[dioxyde de soufre|{{formule chimique|SO|2}}]] dissous dans l'eau au contact des surfaces rocheuses ;
# L'érosion de la haute atmosphère sous l'effet du [[vent solaire]] une fois sa magnétosphère disparue.

==== Effet de serre ====

Le [[Soleil]] aurait été moins puissant qu'aujourd'hui aux débuts de son existence : peut-être un quart, voire un tiers moins puissant. La présence avérée d'eau liquide à la surface de [[Mars (planète)|Mars]] à cette époque indique par conséquent qu'un [[effet de serre]] significatif devait alors exister. Le [[dioxyde de carbone]] est un [[gaz à effet de serre]], et les simulations montrent qu'une [[pression partielle]] de [[Pascal (unité)|{{unité|150|kPa}}]] de [[Dioxyde de carbone|{{formule chimique|CO|2}}]] aurait permis d'avoir une température moyenne au sol égale à celle d'aujourd'hui, soit {{tmp|-60|°C}}. Le renforcement de cet effet de serre aurait pu provenir de plusieurs facteurs complémentaires :
* la condensation du [[Dioxyde de carbone|{{formule chimique|CO|2}}]] en nuages réfléchissants dans le domaine de l'[[infrarouge]] aurait contribué à renvoyer au sol le rayonnement thermique qu'il émet, de façon encore plus efficace que ne le font les nuages terrestres, constitués d'eau ;
* la présence en haute altitude de [[Dioxyde de soufre|{{formule chimique|SO|2}}]] très absorbant dans le domaine de l'[[ultraviolet]] aurait contribué à réchauffer la haute atmosphère, comme le fait la [[couche d'ozone]] sur [[Terre]] ;
* le rôle de l'[[eau]] et du [[méthane]] (le {{formule chimique|CH|4}} génère un effet de serre vingt fois plus puissant que celui du [[Dioxyde de carbone|{{formule chimique|CO|2}}]]) n'est peut-être pas non plus à négliger.

==== Ventilation par les impacts météoritiques ====

L'[[eau]], le [[Dioxyde de carbone|{{formule chimique|CO|2}}]] et l'[[Diazote|azote]] ont été, en tant que constituants majeurs de l'atmosphère primitive de Mars, massivement soufflés dans l'espace par les [[Impact cosmique|impacts météoritiques]] à la fois nombreux et catastrophiques qui ont prévalu pendant tout le Noachien, jusqu'à l'épisode final du « [[grand bombardement tardif]] » survenu entre 4,1 et 3,8&nbsp;milliards d'années avant le présent. Ceci peut se déduire de l'[[abondance naturelle]] de l'[[isotope]] [[radiogénique]] <sup>129</sup>Xe du [[xénon]], qui dérive de l'[[Iode|iode&nbsp;129]] par une [[Radioactivité β|désintégration&nbsp;β<sup>−</sup>]] avec une [[période radioactive]] de 15,7&nbsp;millions d'années :

:<math>\mathrm{^{129}_{\ 53}I\ \xrightarrow[15\ 700\ 000\ ans]{\beta^-\ 194\ keV}\ ^{129}_{\ 54}Xe}</math>

Dans l'[[atmosphère de Mars]], l'abondance relative du xénon&nbsp;129 par rapport aux autres isotopes du [[xénon]] est plus élevée que ce qu'elle est sur [[Terre]] et dans le [[Soleil]]. Or cet isotope provient de la désintégration radioactive de l'iode&nbsp;129 contenu dans les roches de la planète : le fait que sa concentration soit plus élevée dans l'atmosphère de Mars que dans l'atmosphère de la Terre, alors que les deux planètes devaient avoir des compositions initiales à peu près similaires, indique que l'atmosphère martienne avait perdu l'essentiel de sa masse {{Souligner|avant}} son enrichissement en <sup>129</sup>Xe<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = Kevin J. Zahnle
 | titre       = Xenological constraints on the impact erosion of the early Martian atmosphere
 | périodique  = Journal of Geophysical Research
 | volume      = E6
 | numéro      = 98
 | année       = 1993
 | pages       = 10899–10913
 | issn        = 0148-0227
 | url texte   = http://www.agu.org/pubs/crossref/1993/92JE02941.shtml
 | consulté le = 11 janvier 2010}}<br />{{doi|10.1029/92JE02941}}
</ref>.

==== Précipitation de sulfates en compétition avec les carbonates ====

Une atmosphère riche en [[Dioxyde de carbone|{{formule chimique|CO|2}}]] en présence d'importantes quantités d'eau liquide aurait dû conduire à la formation de grandes quantités de [[carbonate]]s, tels que le [[calcaire]] {{formule chimique|CaCO|3}}, la [[magnésite]] {{formule chimique|MgCO|3}} ou la [[sidérite]] {{formule chimique|FeCO|3}}, selon des réactions similaires à celle donnant, par exemple, de la magnésite à partir d'une [[olivine]] {{formule chimique|(Mg,Fe)|2|SiO|4}} essentiellement magnésienne :

:[[Olivine|{{formule chimique|Mg|2|SiO|4}}]] + [[Dioxyde de carbone|{{formule chimique|CO|2}}]] → 2 [[Carbonate de magnésium|{{formule chimique|MgCO|3}}]] + [[Dioxyde de silicium|{{formule chimique|SiO|2}}]].

Or ces minéraux demeurent difficiles à trouver sur Mars. En revanche, les [[sulfate]]s semblent, au contraire, particulièrement abondants<ref>
[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=43946 ESA Science & Technology – 18 décembre 2008] « ''Mars Express reveals a link between ferric oxides and sulfates in equatorial regions of Mars''. »
</ref>{{,}}<ref>
[http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMMLKMZCIE_0.html ESA Mars Express News –19 janvier 2006] « ''Sulphate deposits in Juventae Chasma''. »
</ref>. Ces deux observations sont en fait cohérentes : la formation des carbonates est inhibée par l'[[Acide|acidité]] que la présence de sulfates laisse supposer et la libération continue de [[Dioxyde de soufre|{{formule chimique|SO|2}}]] par l'activité volcanique à l'[[Hespérien]] aurait déplacé le [[Dioxyde de carbone|{{formule chimique|CO|2}}]] des [[carbonate]]s qui auraient pu s'être formés au Noachien pour les remplacer par des [[sulfate]]s, comme cela se produit par exemple à [[Potentiel hydrogène|pH]] faible avec le [[magnésium]] :

:[[Carbonate de magnésium|{{formule chimique|MgCO|3}}]] + [[Acide sulfurique|{{formule chimique|H|2|SO|4}}]] → [[Sulfate de magnésium|{{formule chimique|MgSO|4}}]] + [[Eau|{{formule chimique|H|2|O}}]] + [[Dioxyde de carbone|{{formule chimique|CO|2}}]].

La formation de [[Acide sulfurique|{{formule chimique|H|2|SO|4}}]] par [[oxydation]] en [[Trioxyde de soufre|{{formule chimique|SO|3}}]] du [[Dioxyde de soufre|{{formule chimique|SO|2}}]] dissous dans les nuages est un phénomène bien connu depuis l'étude des [[Pluie acide|pluies acides]] sur [[Terre]], réaction sans doute favorisée sur [[Mars (planète)|Mars]] par la [[photolyse]] à haute altitude des molécules d'[[eau]] sous l'action du rayonnement [[ultraviolet]] du [[Soleil]], qui libère notamment des [[Radical (chimie)|radicaux]] [[hydroxyle]] HO<sup>•</sup> et produit du [[peroxyde d'hydrogène]] {{formule chimique|H|2|O|2}}, un oxydant fort. La comparaison avec l'[[atmosphère de Vénus]], qui possède des nuages d'[[acide sulfurique]], souligne également le rôle de la dissociation [[Photochimie|photochimique]] du [[dioxyde de carbone]] par les [[ultraviolet]]s de moins de {{unité|169|[[Nanomètre|nm]]}} pour initier l'[[oxydation]] du [[dioxyde de soufre]] :

:[[Dioxyde de carbone|{{formule chimique|CO|2}}]] + [[Constante de Planck|''h'']][[Fréquence|ν]] → [[Monoxyde de carbone|CO]] + [[Oxygène|O]]
:[[Dioxyde de soufre|{{formule chimique|SO|2}}]] + [[Oxygène|O]] → [[Trioxyde de soufre|{{formule chimique|SO|3}}]]
:[[Trioxyde de soufre|{{formule chimique|SO|3}}]] + [[Eau|{{formule chimique|H|2|O}}]] → [[Acide sulfurique|{{formule chimique|H|2|SO|4}}]]

==== Érosion sous l'action du vent solaire ====

Le [[champ magnétique]] du vent solaire a la propriété d'accélérer les [[ion]]s de la haute atmosphère et de les renvoyer vers celle-ci à grande vitesse, ce qui provoque l'expulsion vers l'espace d'un ou plusieurs atomes de cette atmosphère lors de chaque collision. Sur une période de temps suffisamment longue, ceci peut entraîner la dispersion dans l'espace d'une fraction significative de la masse atmosphérique. Ainsi, avec l'hypothèse d'une [[érosion]] modérée sur 3,5&nbsp;milliards d'années, on explique aisément la perte de 100&nbsp;[[kilo|k]][[Pascal (unité)|Pa]] de [[pression partielle]] de [[Dioxyde de carbone|{{formule chimique|CO|2}}]]<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = D. M. Kass et Y. L. Yung
 | titre       = The Loss of Atmosphere from Mars
 | périodique  = Science
 | volume      = 274
 | numéro      = 5294
 | jour        = 13
 | mois        = décembre
 | année       = 1996
 | pages       = 1932-1933
 | issn        = 1095-9203
 | url texte   = http://www.sciencemag.org/cgi/reprint/274/5294/1932b.pdf
 | consulté le = 8 janvier 2010
}}<br />{{doi|10.1126/science.274.5294.1932b}}
</ref>, d'autres modèles allant jusqu'à des valeurs extrêmes cinq fois supérieures — mais on sait aujourd'hui qu'une pression partielle supérieure à 150&nbsp;[[kilo|k]][[Pascal (unité)|Pa]] de [[dioxyde de carbone]] aurait conduit à la condensation du {{formule chimique|CO|2}} dans les conditions de température martiennes de l'époque.

=== Champ magnétique global et tectonique ===
[[Fichier:Marsmag gsfc big.jpg|thumb|right|300px|[[Paléomagnétisme]] des régions de [[Terra Cimmeria]] et [[Terra Sirenum]] observé par [[Mars Global Surveyor]] en 1998.]]

L'atmosphère martienne aurait été protégée, au début de l'existence de la planète, par la [[magnétosphère]] induite par le champ magnétique global généré par [[Effet dynamo (astrophysique)|effet dynamo]] dû, pense-t-on, aux mouvements de [[convection]] dans le [[Noyau planétaire|noyau]], à la fois [[liquide]] et [[Conductivité électrique|conducteur]], de Mars. Ce [[champ magnétique]] a été mis en évidence à travers la magnétisation rémanente — parfois supérieure à celle de l'[[Croûte terrestre|écorce terrestre]] — des terrains les plus anciens de la planète relevée en 1998 par [[Mars Global Surveyor]] au-dessus de l'hémisphère sud<ref>
[http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast31jan_1.htm Science@NASA – 31 janvier 2001] « ''The Solar Wind at Mars''. »</ref>, et notamment dans la région de [[Terra Cimmeria]] et [[Terra Sirenum]]<ref>
[http://mars.jpl.nasa.gov/gallery/global/PIA02819.html NASA's Mars Exploration Program – 22 mars 2006] « ''Mars Crustal Magnetic Field Remnants''. »</ref>. En revanche, l'absence de [[paléomagnétisme]] significatif au-dessus des bassins d'[[Hellas Planitia|Hellas]] et d'[[Argyre Planitia|Argyre]] plaide pour la disparition précoce de ce champ magnétique global, qui devait déjà avoir cessé d'exister il y a 3,5&nbsp;milliards d'années<ref>[http://www.universetoday.com/2009/05/06/was-mars-magnetic-field-blasted-away/ Universe Today – 6 mai 2009] « ''Was Mars' Magnetic Field Blasted Away?'' », un article de vulgarisation introduit par une carte globale et très lisible de la magnétisation de l'écorce martienne.</ref>, et sans doute même il y a déjà 4&nbsp;milliards d'années, lors de l'hypothétique [[grand bombardement tardif]].

Il n'est cependant pas absolument certain que l'absence de paléomagnétisme au-dessus d'une structure d'impact puisse être interprétée comme la preuve de l'absence de champ magnétique global au moment de cet impact. En effet, l'étude des roches du [[dôme de Vredefort]], le plus grand et le second plus ancien [[cratère d'impact]] identifié de façon certaine sur [[Terre]], montre que celles-ci sont plus fortement magnétisées que partout ailleurs sur notre planète, mais semblent s'être refroidies trop rapidement pour que la direction de la magnétisation des différentes phases solides qui les constituent ait eu le temps de s'aligner sur le [[champ magnétique terrestre]] ; il en découle que ces directions sont aléatoires et que la magnétisation des grains de [[magnétite]] s'annule globalement<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = Laurent Carporzen1, Stuart A. Gilder et Rodger J. Hart
 | titre       = Palaeomagnetism of the Vredefort meteorite crater and implications for craters on Mars
 | périodique  = Nature
 | volume      = 435
 | jour        = 12
 | mois        = mai
 | année       = 2005
 | pages       = 198-201
 | issn        = 0028-0836
 | url texte   = http://www.nature.com/nature/journal/v435/n7039/full/nature03560.html
 | consulté le = 16 février 2010}}<br />{{doi|10.1038/nature03560}}
</ref>. Ainsi, le magnétisme rémanent mesuré au-dessus de l'impact est très inférieur à celui du reste de la région ; c'est également ce qui a été observé au-dessus des grands bassins d'impact martiens, qui pourraient donc en fait être constitués de matériaux très fortement magnétisés, mais dans des directions aléatoires. La mesure dans laquelle cette observation pourrait s'appliquer aux bassins d'impact martiens est cependant discutée<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = David J. Dunlop
 | titre       = Planetary science: Magnetic impact craters
 | périodique  = Nature
 | volume      = 435
 | jour        = 12
 | mois        = mai
 | année       = 2005
 | pages       = 156-157
 | issn        = 0028-0836
 | url texte   = http://www.nature.com/nature/journal/v435/n7039/full/435156a.html
 | consulté le = 17 février 2010}}<br />{{doi|10.1038/435156a}}
</ref>.

Mars aurait également pu connaitre, à cette époque, un début de [[tectonique]] similaire à celle de la [[Terre]]<ref>[http://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2005/mgs_plates.html NASA Goddard Space Flight Center – 12 octobre 2005] « ''New Map Provides More Evidence Mars Once Like Earth'' », avec une carte du [[paléomagnétisme]] martien en bandes de polarité opposée.
</ref>, comme pourrait le laisser penser la magnétisation structurée en bandes parallèles de polarité opposée relevée en plusieurs endroits de la surface martienne<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = J. E. P. Connerney, M. H. Acuña, P. J. Wasilewski, N. F. Ness, H. Rème, C. Mazelle, D. Vignes, R. P. Lin, D. L. Mitchell et P. A. Cloutier
 | titre       = Magnetic Lineations in the Ancient Crust of Mars
 | périodique  = Science
 | volume      = 284
 | numéro      = 5415
 | jour        = 30
 | mois        = avril
 | année       = 1999
 | pages       = 794-798
 | issn        = 1095-9203
 | url texte   = http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/284/5415/794
 | consulté le = 8 janvier 2010}}<br />{{doi|10.1126/science.284.5415.794}}
</ref>, qui révéleraient également que le [[champ magnétique]] martien aurait connu des inversions de polarité, comme le [[champ magnétique terrestre]]. Des formations topographiques d'origine tectonique ont également été mises en évidence, notamment par la [[Sonde spatiale|sonde]] européenne [[Mars Express]]<ref>
[http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMF399OY2F_0.html ESA Mars Express News – 28 juin 2007] « ''Tectonic signatures at Aeolis Mensae''. »</ref>. La présence d'une [[hydrosphère]] martienne au Noachien pourrait avoir favorisé cette [[tectonique]] en « lubrifiant » les matériaux de l'écorce, jouant en cela un rôle similaire à l'eau terrestre ; l'absence d'eau sur [[Vénus (planète)|Vénus]] est ''a contrario'' souvent avancée pour y expliquer l'absence de tectonique.

=== Impacts d'astéroïdes ===

Le Noachien sur Mars correspond à une période d'intense bombardement météoritique dont on retrouve les traces à travers tout le [[système solaire]], qu'il s'agisse des astres intérieurs tels que [[Mercure (planète)|Mercure]] ou la [[Lune]], ou des [[Satellite naturel|satellites]] des planètes extérieures. 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, soufflant une partie importante de l'[[atmosphère de Mars]] dans l'espace et peut-être également à l'origine de la disparition de son champ magnétique global en réchauffant le [[manteau (géologie)|manteau]] au point d'annuler le [[gradient]] thermique à l'origine des mouvements de [[convection]] au sein de la phase liquide du [[Noyau planétaire|noyau]], supposés être à l'origine du champ magnétique global d'une planète par [[Effet dynamo (astrophysique)|effet dynamo]]<ref name="Dynamo"/>.

Tous les [[Bassin d'impact|bassins d'impact]] martiens se seraient formés au Noachien, bien que constitués en surface de terrains géologiquement plus récents<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = Thomas R. Watters, Carl J. Leuschen, Jeffrey J. Plaut, Giovanni Picardi, Ali Safaeinili, Stephen M. Clifford, William M. Farrell, Anton B. Ivanov, Roger J. Phillips et Ellen R. Stofan
 | titre       = MARSIS radar sounder evidence of buried basins in the northern lowlands of Mars
 | périodique  = Nature
 | volume      = 444
 | jour        = 14
 | mois        = décembre
 | année       = 2006
 | pages       = 905-908
 | issn        = 0028-0836
 | url texte   = http://www.nature.com/nature/journal/v444/n7121/abs/nature05356.html
 | consulté le = 26/01/2010}}<br />{{doi|10.1038/nature05356}}
</ref>{{,}}<ref>
{{fr}} [http://www.esa.int/esaCP/SEMZL2QJNVE_France_0.html ESA France Informations locales – 13 décembre 2006] « Les scientifiques responsables de la sonde Mars Express découvrent un sous-sol martien inattendu. »
</ref>{{,}}<ref>
{{fr}} {{lien brisé|url=http://www.science.gouv.fr/fr/actualites/bdd/res/2477/la-sonde-mars-express-decouvre-un-sous-sol-martien-inattendu/ |titre=Science.gouv.fr « Le portail de la science » – 15 décembre 2006 }} « La sonde Mars Express découvre un sous-sol martien inattendu. »
</ref> : le [[Bassin boréal]], [[Utopia Planitia]], [[Hellas Planitia]], [[Argyre Planitia]], [[Isidis Planitia]] et [[Chryse Planitia]] seraient ainsi autant de traces d'impacts d'astéroïdes, parfois gigantesques, survenus au plus tard à la fin du [[grand bombardement tardif]], il y a environ 3,8&nbsp;milliards d'années — le [[Bassin Caloris]], sur [[Mercure (planète)|Mercure]], et [[Mare Imbrium]] (la « ''Mer des Pluies'' »), sur la [[Lune]], sont également datés de cette époque, qui correspond, pour la Lune, au [[Nectarien]] et à l'[[Imbrien inférieur]]. Il est possible que les [[Satellite naturel|satellites]] [[Phobos (lune)|Phobos]] et [[Déimos (lune)|Deimos]] aient un rapport avec cet épisode, comme [[astéroïde]]s incidents capturés par Mars — mais il resterait alors à expliquer leur orbite quasi circulaire avec une [[Inclinaison orbitale|inclinaison]] très faible sur l'[[Équateur (ligne équinoxiale)|équateur]] martien — ou comme agglomérats de matériaux projetés dans l'espace et satellisés à la suite de [[Impact cosmique|collisions]] avec des [[impacteur]]s de taille suffisante<ref>
[http://www.esa.int/esaSC/SEM8MUSG7MF_index_0.html ESA Space Science News – 16 octobre 2008] « ESA closes in on the origin of Mars’ larger moon. »
</ref>, le premier en deçà et le second au-delà de l'[[orbite synchrone]] de Mars, qui correspond à une altitude de {{unité|17000|km}} au-dessus de la surface.

=== Volcanisme ===

Le Noachien ne semble pas avoir été dominé par le volcanisme et la plupart des volcans martiens sont ''a priori'' postérieurs à cet [[éon]]. Quelques structures volcaniques font cependant exception, notamment [[Alba Mons]] au nord-ouest du [[Dôme de Tharsis|renflement de Tharsis]], dont la principale phase d'activité se situerait plutôt dans la seconde moitié de l'[[Hespérien]] jusqu'au début de l'[[Amazonien]] mais qui pourrait être apparu, compte tenu de sa taille et de la nature singulièrement fluide de ses laves, dès la fin du Noachien ; le fait qu'il se trouve exactement aux [[Point antipodal|antipodes]] du [[bassin d'impact]] d'[[Hellas Planitia]] indique peut-être un lien entre ces deux structures. La même remarque s'applique également au possible [[Point chaud (géologie)|point chaud]] à l'origine d'[[Hecates Tholus]] et d'[[Elysium Mons]], proche des antipodes d'[[Argyre Planitia]], et à [[Tyrrhena Patera]] dans [[Hesperia Planum]], voisine des antipodes de [[Chryse Planitia]] : si les terrains de ces régions sont géologiquement postérieurs au Noachien, leur apparition remonte vraisemblablement à cet éon.

D'une manière générale, l’activité volcanique [[hespérien]]ne pourrait avoir été initiée par les [[Impact cosmique|impacts météoritiques]] noachiens, dont on peut raisonnablement supposer qu'ils ont injecté dans la planète une quantité d'énergie thermique suffisante pour accroître significativement son activité interne. Il est ainsi remarquable que toutes les régions volcaniques martiennes jouxtent au moins un bassin d'impact.

== Éventualité d'une abiogenèse ==

Les conditions martiennes du Noachien auraient peut-être pu permettre l'émergence de formes de [[vie]] sur [[Mars (planète)|Mars]] comme cela s'est passé sur [[Terre]] : outre la présence d'eau liquide et l'[[effet de serre]] qui aurait pu maintenir une température suffisamment élevée, l'abondance des [[argile]]s permet d'envisager des scénarios d'apparition de la vie élaborés dans le cadre de certaines des (nombreuses) théories d'[[abiogenèse]]<ref>
L'une de ces théories, formulée dans les années 1980, fait précisément appel aux propriétés réplicatives des [[argile]]s pour catalyser la formation de [[macromolécule]]s [[Chimie organique|organiques]], par exemple : [[Graham Cairns-Smith]], « ''Seven Clues to the Origin of Life'' », Cambridge University Press, 1985, New York. {{ISBN|0-521-27522-9}}.
</ref>, tandis que d'autres théories (par exemple celle conçue à la fin du {{s|XX}} par Günter Wächtershäuser<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = Günter Wächtershäuser
 | titre       = Before Enzymes and Templates: Theory of Surface Metabolism
 | périodique  = Microbiological Reviews
 | volume      = 52
 | numéro      = 4
 | mois        = décembre
 | année       = 1988
 | pages       = 452-484
 | url texte   = http://mmbr.asm.org/cgi/reprint/52/4/452
 | consulté le = 21 janvier 2010}}<br />{{doi|0146-0749/88/040452-33$02.00/0}}
</ref>{{,}}<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = Günter Wächtershäuser
 | titre       = Evolution of the first metabolic cycles
 | périodique  = Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America
 | numéro      = 87
 | mois        = janvier
 | année       = 1990
 | pages       = 200-204
 | url texte   = http://www.pnas.org/content/87/1/200.full.pdf+html
 | consulté le = 21 janvier 2010}}
</ref>{{,}}<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = Günter Wächtershäuser
 | titre       = Groundworks for an evolutionary biochemistry: The iron-sulphur world
 | périodique  = Progress in Biophysics and Molecular Biology
 | volume      = 58
 | numéro      = 2
 | année       = 1992
 | pages       = 85-201
 | url texte   = http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6TBN-47PGDYW-26&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=23627d056832ce463887124656db0701
 | consulté le = 21 janvier 2010}}<br />{{doi|10.1016/0079-6107(92)90022-X}}
</ref>{{,}}<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = Günter Wächtershäuser
 | titre       = From volcanic origins of chemoautotrophic life to Bacteria, Archaea and Eukarya
 | périodique  = Philosophical Transactions of the Royal Society B
 | volume      = 361
 | numéro      = 1474
 | jour        = 29
 | mois        = octobre
 | année       = 2006
 | pages       = 1787-1808
 | url texte   = http://rstb.royalsocietypublishing.org/content/361/1474/1787.full.pdf
 | consulté le = 21 janvier 2010}}<br />{{doi|10.1098/rstb.2006.1904}}
</ref>) envisagent l'abiogenèse terrestre dans des [[Mont hydrothermal|sources hydrothermales]] riches en [[sulfure de fer(II)]], un environnement également susceptible d'avoir existé sur Mars au Noachien. Ces conditions seraient cependant rapidement devenues nettement moins favorables à l'éon suivant, l'[[Hespérien]], qui aurait débuté au plus tard il y a 3,5&nbsp;milliards d'années : dominé par la [[chimie]] du [[soufre]], il s'est certainement traduit par un abaissement significatif du [[Potentiel hydrogène|pH]] de l'[[eau]] martienne sous l'effet de [[pluie]]s d'[[acide sulfurique]] {{formule chimique|H|2|SO|4}}, qui auraient eu accessoirement pour conséquence de permettre l'existence d'eau liquide à des températures sensiblement inférieures à {{tmp|0|°C}}.

Or les plus anciennes traces de « vie » détectées sur notre planète ne remontent pas au-delà de 3,85&nbsp;milliards d'années pour la plus reculée de toutes les dates publiées<ref>
Manfred Schidlowski, « ''Antiquity and Evolutionary Status of Bacterial Sulfate Reduction: Sulfur Isotope Evidence'' », ''Origins of Life'' '''9''', 229-231 (1979).
</ref> (autour de la limite conventionnelle entre l'[[Hadéen]] et l'[[Archéen]]), soit 700&nbsp;millions d'années après la formation de la Terre, c'est-à-dire presque autant que la durée totale du premier éon martien dans l'hypothèse la plus favorable, comme le rappelle la chronologie ci-dessous des éons terrestres comparée à l'échelle de Hartmann standard et à l'[[échelle de Hartmann & Neukum]] :

{{Échelle des temps géologiques vs. aréologiques}}

Dans ces conditions, si un processus d'[[abiogenèse]] avait pu aboutir sur [[Mars (planète)|Mars]] au Noachien, il aurait conduit à des formes de [[vie]] qui auraient eu très peu de temps pour évoluer avant les bouleversements de l'[[Hespérien]], à une époque — autour de 4 à 3,8&nbsp;milliards d'années avant le présent — marquée par les [[Impact cosmique|impacts]] d'[[astéroïde]]s du [[grand bombardement tardif]].

À titre de comparaison, la [[photosynthèse]] ne serait pas apparue sur [[Terre]] avant 3&nbsp;milliards d'années<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = David J. Des Marais
 | titre       = When Did Photosynthesis Emerge on Earth?
 | périodique  = Science
 | volume      = 289
 | numéro      = 5485
 | jour        = 8
 | mois        = septembre
 | année       = 2000
 | pages       = 1703-1705
 | issn        = 1095-9203
 | url texte   = http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/289/5485/1703
 | consulté le = 8 janvier 2010}}<br />{{doi|10.1126/science.289.5485.1703}}
</ref>, voire seulement 2,8&nbsp;milliards d'années<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = Jin Xiong, William M. Fischer, Kazuhito Inoue, Masaaki Nakahara, Carl E. Bauer
 | titre       = Molecular Evidence for the Early Evolution of Photosynthesis
 | périodique  = Science
 | volume      = 289
 | numéro      = 5485
 | jour        = 8
 | mois        = septembre
 | année       = 2000
 | pages       = 1724-1730
 | issn        = 1095-9203
 | url texte   = http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/289/5485/1724
 | consulté le = 8 janvier 2010}}<br />{{doi|10.1126/science.289.5485.1724}}
</ref>{{,}}<ref>
{{article
 |langue       = en
 |nom1         = John M. Olson
 |titre        = Photosynthesis in the Archean Era
 |périodique  = Photosynthesis Research
 |volume       = 88
 |numéro      = 2
 |jour         = 2
 |mois         = février
 |année       = 2006
 |pages        = 109-117
 |issn         = 1573-5079
 |url texte    = https://commerce.metapress.com/content/g6n805154602432w/resource-secured/?target=fulltext.pdf&sid=lzg4sybclx2ivo45tthq0nuc&sh=www.springerlink.com
 |consulté le = 8 janvier 2010
 }}<br />{{doi|10.1007/s11120-006-9040-5}}
</ref>, tandis que les plus anciennes [[Cellule (biologie)|cellules]] [[eucaryote]]s ne remonteraient pas au-delà de 2,1&nbsp;milliards d'années<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = A.H. Knoll,*, E.J. Javaux, D. Hewitt et P. Cohen
 | titre       = Eukaryotic organisms in Proterozoic oceans
 | périodique  = Phylosophical Transactions of the Royal Society B
 | volume      = 361
 | numéro      = 1470
 | jour        = 29
 | mois        = juin
 | année       = 2006
 | pages       = 1023-1038
 | issn        = 1471-2970
 | url texte   = http://rstb.royalsocietypublishing.org/content/361/1470/1023
 | consulté le = 11 janvier 2010}}<br />{{doi|10.1098/rstb.2006.1843}}
</ref>, et la [[reproduction sexuée]] de 1,2&nbsp;milliard d'années<ref>
{{article
 | langue      = en
 | nom1        = Nicholas J. Butterfield
 | titre       = ''Bangiomorpha pubescens'' n. gen., n. sp.: implications for the evolution of sex, multicellularity, and the Mesoproterozoic/Neoproterozoic radiation of eukaryotes
 | périodique  = GeoScienceWorld
 | volume      = 26
 | numéro      = 3
 | mois        = septembre
 | année       = 2000
 | pages       = 386-404
 | issn        = 0094-8373
 | url texte   = http://paleobiol.geoscienceworld.org/cgi/content/abstract/26/3/386
 | consulté le = 11 janvier 2010}}<br />{{doi|10.1666/0094-8373(2000)026<0386:BPNGNS>2.0.CO;2}}</ref>.

== Notes et références ==
{{Références nombreuses|taille=30}}

== Annexes ==

=== Articles connexes ===

* [[Mars (planète)]]
* [[Géologie de la planète Mars]]
* [[Échelle des temps géologiques martiens]] :
** [[Hespérien]]
** [[Amazonien]]
* [[Échelle de Hartmann & Neukum]]
* [[Stratigraphie]] [[Minéralogie|minéralogique]] :
** [[Phyllosien]]
** [[Theiikien]]
** [[Sidérikien]]

=== Liens externes ===

* [http://www2.ess.ucla.edu/~nimmo/website/figures.pdf UCLA] « ''Generalized geologic map of Mars''. » Les terrains noachiens sont préfixés par ''N'' (les compléments ''EN'' et ''LN'' se réfèrent respectivement au ''Noachien ancien'' et au ''Noachien récent'').
* [http://www.lpi.usra.edu/resources/mars_maps/1083/150dpi.jpg USGS Geologic Map of Mars] (JPG 3,7 [[Mégaoctet|Mio]]) Les terrains préfixés par un ''N'' remontent au Noachien (ceux préfixés par ''HN'' contiennent des matériaux [[hespérien]]s provenant de l'érosion de matériaux noachiens, tandis que ''ANch'' correspond à des dépôts éoliens ou peut-être fluviaux sur des terrains noachiens).

{{Portail|sciences de la Terre et de l'Univers|Mars}}

[[Catégorie:Échelle des temps géologiques martiens]]