title: Alliance démocratique (Afrique du Sud)

text: C'est dans cette optique que le parti affiche un volontarisme pour « franchir la barrière raciale » et convaincre un nombre croissant d'électeurs noirs. Ce volontarisme s'articule autour de trois axes prioritaires : le renouvellement des cadres du parti, la pénétration dans les terres électorales de l'ANC, et la bonne gestion gouvernementale. Celle-ci semble avoir déjà porté ses fruits puisque, alors que le chômage augmentait en 2010 dans toutes les provinces sud-africaines, il reculait au Cap-Occidental, la seule province gérée par l'opposition. Par ailleurs la très bonne gestion financière de la ville du Cap (la dette a été réduite d'un milliard de rand un an après l'arrivée de la DA au pouvoir), la hausse de 12 % du PIB de la ville entre 2005 et 2008, et le meilleur réseau de services publics au sein des municipalités métropolitaines d'Afrique du Sud (augmentation de 15 % du budget consacré aux services publics, construction de en moyenne en 2008 contre en 2002), ont convaincu certains électeurs noirs de se détourner de l'ANC pour aller vers la DA. En , au Cap, l'Alliance démocratique remporte deux sièges sur l'ANC dans des circonscriptions essentiellement noires. Dans la circonscription de Gugulethu-Heideveld, elle remporte 60,3 % des voix (alors qu'elle n'en avait eu que 26 % en 2006) contre 37,7 % à l'ANC (53 % en 2006). Dans la circonscription de Grabouw, la DA remporte 48 % des suffrages (contre 9 % en 2006). Ces deux sièges s'ajoutent alors à 6 autres sièges remportés en un an par la DA sur l'ANC, qui détenait auparavant ces sièges depuis 1994. Le volontarisme de l'Alliance démocratique semble commencer à porter ses fruits puisque lors des élections municipales de 2011 elle obtient 24 % des voix et multiplie par cinq son score chez l'électorat noir notamment dans la province du Gauteng. Helen Zille déclare à ce sujet : « Seuls 8 % des électeurs inscrits sont blancs. Faites le calcul, les Blancs ne sont pas les seuls à avoir voté pour la DA », avant d'ajouter : « Nous avons gagné, pour la première fois, des circonscriptions 100 % noires, et c'est le tournant que je voulais ».


title: Alliance démocratique (Afrique du Sud)

text: Lors du congrès du parti en à Port Elizabeth, les membres de la DA élisent Mmusi Maimane, le chef du groupe parlementaire de la DA à l'Assemblée nationale, comme nouveau leader. Âgé de , Maimane devient le premier noir à prendre la tête du parti jusque-là encore qualifié de "parti blanc" par l'ANC. Au sein de la nouvelle direction, il est secondé par Athol Trollip.


title: Alliance démocratique (Afrique du Sud)

text: L'homme d'affaires Herman Mashaba, élu maire de Johannesburg en 2016, quitte le parti en , affirmant : « Je ne peux plus m’accommoder d’un groupe de gens qui pensent que la race n’est pas un critère pertinent dans le débat sur les inégalités et la pauvreté en Afrique du Sud ». En outre, « L’élection récente de Zille à la tête du conseil fédéral [une des instances dirigeantes du parti] constitue une victoire pour des gens qui, au sein de la DA, défendent des positions diamétralement opposées à mes valeurs », a dit M. Mashaba. L'ancienne dirigeante du parti, Helen Zille, mène depuis des mois une fronde contre son successeur Mmusi Maimane..


title: Alliance démocratique (Afrique du Sud)

text: Fortement contesté à l'intérieur de son parti, Mmusi Maimane démissionne le , dénonçant une « campagne de dénigrement », de « diffamation » et des « comportements de lâches ».


title: Alliance démocratique (Afrique du Sud)

text: Après avoir assuré l'intérim durant presque une année, John Steenhuisen devient officiellement le nouveau chef du parti le .


title: Alliance démocratique (Afrique du Sud)

text: Les élections générales sud-africaines de 2009 font entrer l'Alliance démocratique dans une nouvelle phase puisque le parti d'Helen Zille récolte 16,66 % des suffrages au niveau national ( et de voix supplémentaires) et remporte la province du Cap-Occidental avec 51 % des votes. Dans le même temps le Congrès du peuple (COPE), dissident de l'ANC, atteint difficilement les 7,5 %. Conservant son statut d'opposition officielle, la DA subit une certaine mutation de ses votes. Ainsi, aux voix traditionnelles des électeurs blancs (10 % de la population) se sont ajoutées celles de l'électorat "couloured" (remportées par le NP en 1994), lui permettant de reprendre à l'ANC le Cap occidental. De ce fait, elle a également doublé son score chez l'électorat noir du Cap, qui malgré tout, reste encore très faible.


title: Alliance démocratique (Afrique du Sud)

text: On peut ajouter qu'à la différence des élections précédentes, la DA a réussi à capter une partie du vote populaire notamment chez les métis.


title: Alliance démocratique (Afrique du Sud)

text: Sa victoire contre l'ANC dans la province du Cap-Occidental est importante pour le parti d'Helen Zille car elle permet à l'opposition de contrôler de nouveau un exécutif provincial, en l'occurrence celui de la troisième province en termes de PIB et la plus riche en termes de revenu par habitant. Helen Zille devrait en faire un laboratoire de sa politique et essayer de démontrer les compétences de l'opposition en matière de gestion provinciale. En passant de 46 % à 31 % des suffrages, sans compter les 10 % qu'avait récolté son allié du NNP en 2004, l'affaiblissement de l'ANC est encore plus sensible au Cap occidental qu'au niveau national. Parallèlement, la DA passe de 27 % a 51,5 %, récupérant les électeurs de l'ex-NNP, des déçus de l'ANC et quelques autres petits partis. Bien que disposant de la majorité absolue des sièges au parlement provincial, la DA pourrait néanmoins passer une alliance avec le Congrès du peuple (COPE) pour gérer la région.


title: Alliance démocratique (Afrique du Sud)

text: Par ailleurs, si la DA perd son statut d'opposition officielle au profit du COPE dans 4 des 9 provinces (l'État libre, le Cap-Oriental, le Limpopo et le Cap-Nord) en plus du KwaZulu-Natal où l'Inkhata zoulou la devance, elle améliore partout ses scores de 2004. Elle obtient un peu plus de 22,5 % dans la riche province du Gauteng (moyenne nationale 16,7 %), élargissant là-aussi sa base électorale blanche aux métis et aux asiatiques.


title: Alliance démocratique (Afrique du Sud)

text: D'une manière générale, si la DA réussit à faire de bon score dans les centres urbains (autrefois réservés aux blancs) et les régions urbanisées, elle pâtit du vote des populations des townships, acquis essentiellement à l'ANC, ainsi que dans les campagnes et les régions isolées comme celles du nord, relativement peuplées.


title: Alliance démocratique (Afrique du Sud)

text: La DA était à l'origine décrit, notamment par ses opposants, comme étant le parti des Sud-Africains blancs. Lors des élections générales de 2014, elle a obtenu 22,23 % des voix et (contre 50 en 2004), accentuant sa base électorale multiraciale (la population blanche ne représentant que 9,4 % des habitants du pays). Grâce en particulier au vote de la population des Coloureds, la DA est le premier parti de la province du Cap-Occidental où elle a obtenu 59,38 % des suffrages (2014). Une étude réalisée à la veille de ces élections montre que l'électorat de la DA est composé de 50 % de Blancs, 27 % de Coloureds, 20 % de Noirs et 3 % d'Indiens, ce qui en fait le parti le plus multiracial du pays. Selon cette même étude, 50 % de l'électorat de la DA a pour langue maternelle l'afrikaans, 32 % l'anglais, 6 % le sotho du Sud, 3 % le sotho du Nord, 3 % le zoulou, 3 % le xhosa, 2 % le tswana et 1 % le tsonga.


title: Alliance démocratique (Afrique du Sud)

text: Lors des élections nationales de 2009, l'Alliance démocratique obtient pour la première fois un résultat proche des scores réalisés en 1994 par le vote cumulé du DP et du NP. Pour le DP, qui ne réalisait que 1,7 % des voix en 1994, la progression est spectaculaire. Pour le NP, dont l'électorat en 1994 comprenait la quasi-totalité des voix des blancs d'Afrique du Sud (à l'exception d'une minorité, issue de l'ancien parti conservateur d'Afrique du Sud, ralliée au Front de la liberté), c'est un désaveu vis-à-vis de la stratégie d'alliance avec l'ANC, suivie par Marthinus van Schalkwyk.


title: Alliance démocratique (Afrique du Sud)

text: Cette évolution est notamment due à la gestion du parti démocratique par ses dirigeants, à son opposition intransigeante à l'ANC, ayant abouti à élargir sa base électorale en ralliant les suffrages conservateurs des anciens électeurs du Parti national mais aussi ceux des métis et des indiens.


title: Alliance démocratique (Afrique du Sud)

text: À l'issue des élections municipales de 2011, la DA effectue une percée remarquée, passant de 14,8 % à 23,9 % au niveau national. Par ailleurs, elle augmente sensiblement son score auprès de l'électorat noir et devient la formation politique la plus multiraciale d'Afrique du Sud avec environ un peu moins de la moitié de ses soutiens venant de l'électorat blanc, 20 % de l'électorat noir et d'environ un tiers de l'électorat "coloured".


title: Alliance démocratique (Afrique du Sud)

text: En 2016 la DA voit le nombre de votes en sa faveur augmenter de plus de 1,6 million aux élections municipales et son pourcentage passer de 23,9 % à près de 26,8 %.


title: Alliance démocratique (Afrique du Sud)

text: La DA est également un partenaire minoritaire au sein de la coalition municipale dirigée par le Parti Inkatha de la liberté à uMhlathuze (Richards Bay)au KwaZulu-Natal.


title: Gare de Bellegarde

text: La gare de Bellegarde est une gare ferroviaire française des lignes de Lyon-Perrache à Genève (frontière) et de Bourg-en-Bresse à Bellegarde, située sur le territoire de la commune nouvelle de Valserhône et plus précisément sur la commune déléguée de Bellegarde-sur-Valserine, dans le département de l'Ain.


title: Gare de Bellegarde

text: C'est une gare de la Société nationale des chemins de fer français (SNCF), desservie par des TGV et des trains TER Auvergne-Rhône-Alpes et Léman Express. Elle accueille environ par an dont sur le réseau TER emprunté notamment par les frontaliers travaillant dans les environs de Genève en Suisse.


title: Gare de Bellegarde

text: Le premier bâtiment voyageur a été ouvert en 1858 pour permettre un point d'arrêt sur la ligne qui relie Seyssel à Genève. Mais un incendie a réduit l'édifice en bois à néant et a nécessité la construction d'un nouveau bâtiment en 1907. Au cours des années, d'autres lignes se sont greffées à la gare et lui ont permis de se développer en accueillant notamment le TGV en 1981 sur sa liaison entre Paris et Genève. De simple gare ferroviaire, le site a subi une grande restructuration en 2010 pour devenir un pôle multimodal, c'est-à-dire combinant plusieurs modes de transports. Cette refonte est décidée par la déclaration d'utilité publique et urgents des travaux nécessaires à la modernisation et à l'électrification de la ligne du Haut-Bugey qui permet de réduire d'une vingtaine de minutes le temps de parcours entre Paris et Genève.


title: Gare de Bellegarde

text: Établie à d'altitude, la gare de bifurcation de Bellegarde est située au point kilométrique (PK) 134,252 de la ligne de Lyon-Perrache à Genève (frontière) entre les gares ouvertes de Seyssel - Corbonod et Pougny - Chancy (s'intercalait la gare fermée de Longeray-Léaz) et au PK 64,523 de la ligne de Bourg-en-Bresse à Bellegarde après la gare ouverte de Brion - Montréal-la-Cluse.


title: Gare de Bellegarde

text: L'histoire du transport ferroviaire à Bellegarde-sur-Valserine débute au milieu du . Dès 1830, des études sont faites pour effectuer une liaison entre les communes de Lyon et Genève. La construction de la ligne Lyon - Genève qui est incluse dans un projet visant à réduire le temps de voyage entre Paris et la frontière de douze heures au lieu de six jours, devient effective dès la parution d'une loi le par Napoléon III relatant « les engagements au trésor, pour l'exécution du chemin de fer de Lyon à la frontière de Genève ». La section Seyssel-Genève est ouverte le avec un point d'arrêt dans ce qui deviendra, le 6 décembre suivant, la toute nouvelle commune de Bellegarde, dont le bâtiment voyageurs est de style chalet. Cette, gare conçue pour éviter un tracé par le canton suisse enclavé dans le territoire français, étant la dernière bifurcation avant la frontière, elle a donc été utilisée pour les contrôles de douane des marchandises et des voyageurs.


title: Gare de Bellegarde

text: Une nouvelle desserte est inaugurée lors de l'ouverture, le , de la ligne Longeray - Evian-les-Bains via Thonon-les-Bains et Annemasse. Celle-ci est gérée par la "Compagnie des chemins de fer de Paris à Lyon et à la Méditerranée". Deux ans plus tard, le , c'est la section La Cluse à Bellegarde de la ligne de Bourg-en-Bresse à Bellegarde qui est ouverte. Ce tronçon, géré par la "Compagnie des Dombes et du Sud-Est", est le dernier maillon du projet de liaison Bourg-en-Bresse - Bellegarde initié en 1872. En 1883, la "Compagnie PLM" rachète la "Compagnie des Dombes" ce qui implique que la gare de Bellegarde est desservie exclusivement par les rames du Paris-Lyon-Méditerranée.


title: Gare de Bellegarde

text: Un incendie se déclare, le , dans le bâtiment voyageur originel. Il est totalement détruit et nécessite une nouvelle construction. Un nouveau bâtiment, construit à la même place que l'ancien et ouvert en 1907, brûlera lui aussi, dans la nuit du .


title: Gare de Bellegarde

text: Dès sa création en 1938, la Société nationale des chemins de fer français récupère l'exploitation de la ligne de Culoz à Bellegarde à la compagnie des chemins de fer de Paris à Lyon et à la Méditerranée, et au fil des années, entreprend la création de nombreuses nouvelles liaisons pour desservir la suisse romande. La gare de Bellegarde se retrouve ouverte à toute la France.


title: Gare de Bellegarde

text: Au cours des années et des évolutions technologiques, plusieurs types d'autorails ont effectué des passages en gare de Bellegarde. Une RGP2 de la série X 2700 est passée lors de sa première liaison entre les gares de Lyon-Perrache et Genève, le . L'année suivante, le , la section Culoz - Bellegarde est électrifiée en continu. À partir du , la relation “Alpazur” Genève - Bellegarde - Grenoble - Veynes - Dévoluy - Digne avec retour par la ligne des Alpes est assurée par les autorails panoramiques de la série X 4200. Puis la ligne reliant Genève à Marseille via Bellegarde, Grenoble et Avignon se voit affectée un train rapide de première classe avec supplément GM/MG “Le Rhodanien” à partir du . En 1969, à partir du , lors de la création de la ligne Trans-Europ-Express reliant Genève à Barcelone via Bellegarde, Chambéry et Grenoble des trains de type "Catalan-Talgo" circulent dans la gare. En 1972, les trains de voyageurs effectuent jusqu'à douze aller-retours par jour entre Grenoble et Genève. Le , des autorails de la série X 4500 sont mis en service pour la liaison Valence-Genève via Grenoble, Chambéry et Bellegarde puis le , des turbotrains de première génération, dit ETG sont mis en place sur cette même ligne. Le succès est tel qu'il faut rapidement faire circuler deux rames accouplées pour faire face à la demande.


title: Gare de Bellegarde

text: L'arrivée du TGV à Bellegarde-sur-Valserine le couplée avec l'achèvement des autoroutes reliant Lyon à Genève et au tunnel du Mont-Blanc, permettent à la ville de se développer en effectuant une restructuration industrielle qui favorise le maintien du taux de chômage, de la commune, sous la moyenne nationale. Deux aller-retours Paris - Genève sont mis en place, faisant de Bellegarde la première ville de moins de à être reliée quotidiennement par TGV à Paris, avec néanmoins comme conséquence la suppression des trains classiques de jour et de nuit sur cette relation. Mais cette période faste avec l'avènement du TGV coïncide avec le déclin du Trans-Europ-Express Genève - Barcelone puisqu'à partir du les trains "Catalan Talgo" passent "EuroCity" mais conserve la liaison via Lyon. Le même jour est mis en service le train IC 5642/3, qui reprend le nom « Le Rhodanien ». Il effectue la liaison Genève - Marseille via Bellegarde, Chambéry, Grenoble, Valence et Avignon. À l'été 1983, un TGV Paris - Genève/Annecy est créé il est raccordé ou coupé à Culoz. Mais à partir des années 1980 et comme beaucoup d'autres gares en France, Bellegarde s'est vue supprimer un certain nombre de relations qui la desservaient. À la fin de l'été 1984, le train la Rochelle - Saint-Gervais est supprimé. En 1985 les automotrices Z 7500, Z 9500 et 9600 sont mises en service sur des relations Lyon - Genève/Evian/Saint-Gervais, puis en 1987, les BB 25200 rendues disponibles par l'arrivée des BB 22200 sont utilisées avec des rames corail réversibles sur Lyon - Genève. Dans les années 1990, la suppression des lignes se poursuit et mis à part les relations TER, seule la ligne de nuit Hendaye/Irun - Genève subsiste. En 2001, le train Lunéa “Rhône-Océan” Lyon - Quimper est prolongé jusqu'à Genève et permet la création d'un arrêt à Bellegarde.


title: Gare de Bellegarde

text: En 1991, un projet de rapprochement de Paris et Genève est étudié : construire une ligne à grande vitesse le long de l'autoroute A40. Cette opération, nommé LGV des Titans, est estimé à de francs se révèle beaucoup trop coûteuse et a donc été abandonné en 1997 pour se tourner vers d'autres projets dont la réalisation est plus abordable. Le projet choisi a été de diminuer le trajet Bourg-en-Bresse - Bellegarde-sur-Valserine de en modernisant la ligne de Bourg-en-Bresse à Bellegarde.


title: Gare de Bellegarde

text: L'incendie de 2003 accentue le projet de la ligne de Bourg-en-Bresse à Bellegarde et la création d'un pôle multimodal à Bellegarde. De ce fait, la première pierre des travaux est posée par le ministre des transports Dominique Perben le . Le , la région Rhône-Alpes met en place l'horaire cadencé sur l'étoile de Lyon pour tous les trains TER de la région, cela s'applique donc aux TER de la relation Lyon-Part-Dieu - Genève-Cornavin/Évian-les-Bains/Saint-Gervais-les-Bains-Le Fayet.


title: Gare de Bellegarde

text: L'inauguration et l'ouverture commerciale de la nouvelle ligne du Haut-Bugey a eu lieu en . Le pôle multimodal quant à lui est inauguré le et ouvert au public le .


title: Gare de Bellegarde

text: Le second bâtiment voyageurs de la gare de Bellegarde est construit en 1907 par la "Compagnie des chemins de fer de Paris à Lyon et à la Méditerranée". Ce bâtiment de style chalet est doté d'un corps de logis à deux niveaux de neuf travées, flanqué de plusieurs extensions. Sa façade est surmontée d'une horloge ainsi que de quatorze écussons polychromes représentant les villes de Grenoble, Saint-Claude, Genève, Lyon, Paris, Marseille, Mâcon, Lons-le-Saunier, Chambéry, Thonon, Bonneville, Seyssel, Annecy et Trévoux.


title: Gare de Bellegarde

text: Une passerelle métallique, directement accolée au bâtiment principal, permet la traversée des voies sans donner accès aux quais. Plusieurs bâtiments annexes ont été construits de part et d'autre.


title: Gare de Bellegarde

text: Victime d'un incendie dans la nuit du , le bâtiment des voyageurs perd sa couverture et son dernier étage. À la suite de cet accident, le vendeur de tabacs et journaux, le loueur de voitures AVIS ainsi que la billetterie SNCF ont été transférés à l'extérieur, dans des bâtiments préfabriqués.


title: Gare de Bellegarde

text: Le premier projet de reconversion du bâtiment voyageurs endommagé est de le transformer en hôtel communautaire de la Communauté de communes du Pays Bellegardien. Le projet de restructuration du bâtiment a été établi par Jean-Pierre Baillet, architecte basé à Bellegarde-sur-Valserine.


title: Gare de Bellegarde

text: Cependant, ce projet n'aboutit pas et la ville de Bellegarde-sur-Valserine achète alors le bâtiment et décide d'y installer son pôle culturel "La Passerelle des Arts" regroupant la bibliothèque-médiathèque et l'école de musique. L'ouverture de cette structure est effective en .


title: Gare de Bellegarde

text: Le nouveau bâtiment voyageurs est construit en 2009 à la suite du projet de restructuration de la ligne de Bourg-en-Bresse à Bellegarde. AREP, une filiale de la SNCF, conçoit l'édifice en ayant pour objectif une consommation d'énergie minimale. Il se présente avec un toit en forme de dôme constitué de deux enveloppes se superposant et permettant un emprisonnement d'une lame d'air jouant un rôle de régulateur thermique. Il est inauguré le et ouvert au public dès le lendemain.Ce bâtiment est situé plus en retrait du centre-ville car il prend place de l'autre côté des voies de la ligne Lyon - Genève. Les services qu'il regroupe sont ceux précédemment offerts par les anciennes installations à l'exception de la cafeteria-restaurant. Désormais, on peut trouver dans le hall circulaire de la gare : un espace d'accueil et de vente de billets SNCF, des sanitaires publics, un tabac-presse Relay qui propose aussi de la nourriture à emporter et un espace de consommation sur place. Le bâtiment voyageurs est situé en contrebas des voies des lignes Lyon - Genève et de Bourg-en-Bresse à Bellegarde. Pour permettre l'accès aux personnes handicapées, la gare est dotée de plusieurs ascenseurs.


title: Gare de Bellegarde

text: La gare de Bellegarde comporte un grand nombre de voies, dont une grande partie étaient dévolues à la gare de triage, désaffectée aujourd'hui.


title: Gare de Bellegarde

text: La gare comporte cinq voies d'arrêt pour les trains circulant sur la ligne classique Lyon-Genève ainsi que de deux voies pour la ligne réhabilitée à usage des TGV . Elle comportait une remise à machines désaffectée qui a été démolie pour permettre le passage de la nouvelle voie dite des Carpates. Enfin, existent une dizaine de voies en butées qui permettent le déchargement des machines ainsi qu'une voie spéciale menant les déchets ménagers à l'usine de retraitement du Sidefage à Arlod.


title: Gare de Bellegarde

text: En direction de Culoz, la voie coupe la D101f sur le pont des Lades puis la rue du Rhône sur un passage à niveau, en sortie du hameau d'Arlod. Reste-t-il à rappeler que la voie est en vitesse TER sur la totalité du tronçon Bourg-en-Bresse - Genève et Lyon - Genève. En direction de Genève, la voie coupe la D1084 puis enjambe la Valserine avant de passer sur les hauteurs du hameau de Coupy et de pénétrer dans le tunnel du Crédo qui traverse le massif du Sorgia et du Crêt d'Eau. À la sortie de ce tunnel, la voie offre deux directions : Évian-les-Bains ou Genève.


title: Gare de Bellegarde

text: Jusqu'en 2010, il existe trois quais : le premier accueille la voie G ainsi que tous les services : chef de gare, salle d'attente et buffet-restaurant. Le quai numéro 2 accueille les voies C et F et le quai numéro 3 les voies A et B. Chaque quai mesure sauf le quai 1 qui fait pour permettre l'accès des doubles-TGV.


title: Gare de Bellegarde

text: Une passerelle aérienne permet de franchir toutes les voies de part et d'autre de la gare et un passage souterrain de lier les quais entre eux et la sortie, située place Charles-de-Gaulle, appelée aussi place de la gare. Des quais pour les bus y sont implantés, les cars TER partent en direction de Divonne-les-Bains, Ferney-Voltaire, Oyonnax, Bourg-en-Bresse, Annecy, Annemasse, Lyon, Chamonix-Mont-Blanc…


title: Gare de Bellegarde

text: À la fin des années 2000, la gare de Bellegarde a subi des travaux. Deux voies sont construites le long de la D1084 pour permettre la bifurcation des TGV de Paris à Genève sans retournement dans l'actuelle gare, ce qui en a fait une gare à intersection en forme de Y. Ces deux voies sont liées à un quai, le quai numéro 1. Ce quai moderne est situé sur un viaduc en direction de Genève et sur la terre ferme à proximité du pont de Lancrans en direction de Bourg-en-Bresse. Les quais ont été renommés : le 1 est devenu le 4, le 2 devenu le 3 et le 3 devenu le 2. Pour les relier, un nouveau passage souterrain a été creusé depuis la coupole, centre du pôle multimodal. L'ancien quai numéro 3 a subi des travaux sur la moitié pour le rehausser pour permettre l'accès des TGV Genève-Marseille et Genève-Montpellier, la gare n'étant jusque-là pas aux normes.


title: Gare de Bellegarde

text: La gare de Bellegarde est un des pôles du RER Léman Express dont le CEVA est le maillon principal. Les plans incluaient une ré-électrification de la ligne Genève-Bellegarde en et une desserte cadencée entre ces deux villes.


title: Gare de Bellegarde

text: Cette ré-électrification est achevée depuis 2014 avec la création d'une section de séparation continu/25 kV alternatif au sud de la gare, au niveau d'Arlod, seuls les engins bi-courant peuvent désormais accéder à Bellegarde, ainsi que les TGV Polytension (Lyria) et éventuellement la rame RAe 1051 de l'association suisse TEE Classic (rame quadritension équipée du KVB depuis 1995, autorisée à circuler sur le réseau RFF).


title: Gare de Bellegarde

text: Un pôle multimodal est le lieu de rencontre de plusieurs modes de transports. Le premier objectif de la restructuration de la gare de Bellegarde est de favoriser les connexions entre les trains régionaux (TER), les trains nationaux (TGV), les modes routiers (bus urbains et interurbains, véhicules particuliers, taxis) et les piétons.


title: Gare de Bellegarde

text: Le projet de pôle multimodal à Bellegarde vient de deux raisons : la première est la volonté de réduire le temps de parcours entre Paris et Genève, la seconde est que le bâtiment voyageurs est totalement ravagé par l'incendie du .


title: Gare de Bellegarde

text: Dans les années 1990, la Confédération suisse ainsi que la région Rhône-Alpes sont en faveur d'un rapprochement entre la capitale française et les régions nord-alpines ainsi que l'est de la Suisse par la liaison ferroviaire Paris-Genève. Des études de faisabilité pour la construction d'une nouvelle LGV, baptisé « LGV des Titans » pouvant relier Mâcon à Genève en longeant l'autoroute A40 ont été diligentées. Mais ce projet a été abandonné en 1997 à cause d'un coût de réalisation estimé trop élevé. Un autre projet, moins onéreux, consiste en la remise en état et en la modernisation de l'ancienne ligne des Carpates, un itinéraire qui raccourcirait de la distance entre Bellegarde-sur-Valserine et Bourg-en-Bresse par rapport au trajet emprunté par le TGV passant par les communes d'Ambérieu-en-Bugey et Culoz. Ce projet est définitivement adopté après la parution d'un décret le déclarant « d'utilité publique et urgents les travaux nécessaires à la modernisation et à l'électrification de la ligne ferroviaire de Bourg-en-Bresse à Bellegarde-sur-Valserine ». La gare de Bellegarde se trouve donc sur le nouveau tracé de la ligne TGV. Les travaux de réfection des voies et de raccordement au réseau existant nécessitent d'importants travaux sur le secteur. La construction du pôle multimodal est définitivement adoptée à la suite de l'incendie du . Il est alors absolument nécessaire et urgent de prendre des mesures pour rénover ou reconstruire le bâtiment voyageurs qui est situé dans des locaux provisoires de type « Algeco » sur la place Charles-de-Gaulle.


title: Gare de Bellegarde

text: La gare a été totalement repensée. Un nouveau bâtiment voyageurs, en forme de dôme translucide, a été construit au bord de la rue de la Caserne. Ce bâtiment se veut novateur en termes d'économies d'énergie et de développement durable : la coupole est réalisée avec une double couche de matériau translucide qui permet à l'air de circuler, l'air isole donc le bâtiment en apportant de la chaleur en hiver et de la fraîcheur en été. Ce bâtiment accueille divers services aux voyageurs : guichets, bureaux et commerces. À l'inverse de l'ancien bâtiment voyageurs, ce nouvel édifice est adapté à la circulation des personnes à mobilité réduite et des personnes avec bagages, ce qui signifie que ces passagers ne seront plus obligés de porter leurs valises ou de traverser à même les voies, comme auparavant. Un nouveau quai TGV a été construit sur un viaduc au-dessus de la même rue. Ce quai se prolonge presque jusqu'à l'entrée du tunnel de Musinens, au bord de la RD1084.


title: Gare de Bellegarde

text: Ces travaux permettent également à la ville de Bellegarde d'améliorer les possibilités de stationnement dans la ville et aux abords de la nouvelle gare. Pour justifier les termes de multimodalité, la ville se doit d'améliorer son offre de parkings, destinés principalement aux frontaliers travaillant à Genève. Pour la mise en service commerciale, au milieu de l'année 2010, deux parkings cumulant au total sont construits. La ville a également fait diligenter une étude concernant le stationnement dans son enceinte. Si le besoin est réellement existant, supplémentaires pourraient être aménagées à proximité du pôle multimodal.


title: Gare de Bellegarde

text: La gare de Bellegarde représente le point de rencontre de plusieurs lignes. Historiquement, depuis 1858, la première ligne est celle reliant Lyon à Genève par Ambérieu-en-Bugey et Culoz. Elle arrive en gare de Bellegarde par Arlod et par le tunnel du Crédo depuis Genève. À la fin du XIXe siècle, trois autres lignes se sont greffées à la gare, la ligne de Longeray-Léaz au Bouveret à la sortie du tunnel du Crédo en 1880, puis la ligne du Haut-Bugey en 1882 et la ligne de Collonges-Fort-l'Écluse à Divonne-les-Bains (frontière) qui dessert le Pays de Gex en 1899. Mais cette dernière est désormais fermée au service des voyageurs.


title: Gare de Bellegarde

text: La restructuration de la ligne ne permet pas, dans un premier temps de faire circuler des trains TER sur le tronçon La Cluse-Bellegarde. Mais quelques aménagements supplémentaires, comme la rénovation des quais dans les gares du tronçon considéré permettraient de le faire.


title: Gare de Bellegarde

text: Depuis le , les trains de la ligne L6 du Léman Express assurent la relation Genève-Cornavin ↔ Bellegarde (via Pougny - Chancy).


title: Gare de Bellegarde

text: La gare est le point central du réseau de bus Mobi'Vals desservant Valserhône et est desservie par de nombreuses lignes régionales : les lignes Cars Région Express X33 (Bellegarde - Divonne/Ferney desservant le pays de Gex) et X36 (Bellegarde - Nurieux TGV - Bourg), les lignes Cars Région Ain A33 (Bellegarde - Seyssel), A36 (Bellegarde - Challex), A53 (Bellegarde - Mijoux) et A60 (Gex - Bellegarde - Bourg) et la ligne Cars Région Haute-Savoie Y22 (Bellegarde-Annecy).


title: Géologie de Mars

text: La géologie de Mars, parfois appelée aréologie, recouvre l'étude scientifique de Mars, de ses propriétés physiques, de ses reliefs, de sa composition, de son histoire et de tous les phénomènes qui l'ont affectée ou l'affectent encore.


title: Géologie de Mars

text: Il s'agit d'une discipline relativement récente, inaugurée le à l'occasion du premier survol de Mars par la sonde spatiale Mariner 4, qui permit de découvrir une planète dépourvue de champ magnétique global, présentant une surface cratérisée rappelant celle de la Lune, une atmosphère ténue, une pression au sol d'environ et une température moyenne de . Cependant, c'est avec la sonde Mariner 9 que l'étude systématique et approfondie de la planète Mars commence, le . Premier engin à se satelliser autour d'une autre planète que la Terre, Mariner 9 a permis de cartographier la totalité de la surface martienne avec une résolution comprise entre et par pixel, révélant toutes les structures géologiques majeures de la planète, sa dichotomie crustale, ses massifs volcaniques gigantesques et son système de canyons appelé Valles Marineris en référence au programme Mariner en général, et à en particulier.


title: Géologie de Mars

text: Ensuite, le programme "Viking" à la fin des années 1970, le programme "Phobos" à la fin des années 1980 et les missions "Mars Global Surveyor" et "Mars Pathfinder" dans les années 1990, ont permis d'affiner les connaissances sur la « planète rouge ». Les orbiteurs , et "Mars Express", ainsi que les rovers "" et au sol, complétés par l'atterrisseur "", ont ouvert la voie à une véritable étude géologique martienne. Les études se poursuivent en 2012 avec la mission américaine et la mission russe "Phobos-Grunt", qui emportait le petit satellite chinois "Yinghuo 1" pour étudier l'interaction du vent solaire et de l'atmosphère de Mars. À horizon plus lointain on peut citer le robot mobile européen "ExoMars" du programme "Aurora", destiné à analyser le sol en vue d'y rechercher des traces d'exobiologie passée ou présente, ainsi que la mission "Mars Sample Return", partagée entre l'Agence spatiale européenne et la NASA, conçue pour rapporter quelques centaines de grammes d'échantillons de sol martien sur Terre.


title: Géologie de Mars

text: L'étude systématique de la planète a radicalement transformé la vision que nous en avions. Mars est aujourd'hui perçue comme une planète au passé riche et géologiquement très actif, entourée jadis d'un champ magnétique global et qui possédait alors presque certainement une atmosphère épaisse et de grandes quantités d'eau liquide plutôt acide. De surcroît, son noyau serait toujours essentiellement, voire entièrement, liquide, et il n'est pas totalement exclu que certains volcans puissent encore connaître une activité épisodique<ref name="10.1038/nature03231">


title: Géologie de Mars

text: Quatrième planète du système solaire en partant du Soleil, Mars est une planète tellurique moitié moins grande que la Terre, près de dix fois moins massive, dont la surface est un peu inférieure à celle des terres émergées de notre planète (144,8 contre de kilomètres carrés). La gravité y est le tiers de celle de la Terre, tandis que la durée du jour solaire martien, appelé "sol", excède celle du jour terrestre d'un peu moins de . Mars est une fois et demie plus éloignée du Soleil que la Terre, sur une orbite sensiblement plus elliptique et reçoit, selon sa position, entre deux et trois fois moins d'énergie solaire que notre planète. L'atmosphère de Mars étant de surcroît plus de cent cinquante fois moins dense que la nôtre et ne générant par conséquent qu'un effet de serre très limité, ce faible rayonnement solaire explique que la température moyenne sur Mars soit inférieure à .


title: Géologie de Mars

text: Le tableau ci-dessous permet de comparer les valeurs de quelques paramètres physiques entre Mars et la Terre :


title: Géologie de Mars

text: Le robot Curiosity de la NASA, qui s'est posé le sur Mars, a révélé des températures supérieures à dans le cratère de Gale, la mesure exacte étant soit environ .


title: Géologie de Mars

text: Mars étant environ dix fois moins massive que la Terre mais dix fois plus massive que la Lune, sa surface présente des similitudes avec ces deux corps célestes. On y trouve des terrains criblés de cratères d'impact rappelant ceux de la Lune, mais aussi des formations d'origine tectonique et climatique comme sur Terre, notamment des volcans, des rifts, des vallées, des mesas, des champs de dunes et des calottes polaires. La fine atmosphère martienne, dans laquelle circulent 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 : dans l'hémisphère nord, la saison la plus longue est le printemps (), qui excède la plus courte (l'automne, ) de 35,5 % ; sur Terre, l'été, la 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.


title: Géologie de Mars

text: L'absence d'une significative de la lithosphère martienne sous les dépôts du pôle Sud indique que le flux géothermique y est inférieur à . Un calcul analogue avait antérieurement conduit à une estimation de dans la région du pôle Nord. L'intérieur de Mars est donc beaucoup plus froid que celui de la Terre ( en moyenne).


title: Géologie de Mars

text: La géologie martienne est marquée par la dichotomie crustale entre les basses plaines peu cratérisées de l'hémisphère nord et les hautes terres très cratérisées de l'hémisphère sud, avec, entre ces deux domaines principaux, deux régions volcaniques bien différentiées. En vertu du principe empirique selon lequel l'âge d'une région est une fonction croissante de son taux de cratérisation, ces trois types majeurs de terrains martiens ont très tôt été rattachés à trois époques caractéristiques de l'histoire géologique de la planète, nommées d'après des régions typiques de ces périodes :


title: Géologie de Mars

text: Cette chronologie en trois époques est aujourd'hui bien acceptée — la datation de chacune de ces époques demeure, en revanche, très incertaine — et permet de rendre compte des phénomènes observés à la surface de Mars par les différentes sondes en activité autour de cette planète, notamment la présence simultanée de minéraux, formés à des époques différentes, supposant pour les uns un environnement très humide et pour les autres au contraire l'absence totale d'eau liquide. Les datations proposées pour ces trois époques — ou éons — géologiques, selon l'échelle de Hartmann standard et l'échelle de Hartmann & Neukum, sont les suivantes (âges en millions d'années) :


title: Géologie de Mars

text: Depuis 2004, on utilise aussi une échelle basée sur la minéralogie, avec des éons chronostratigraphiques ("LHB" correspond en anglais au grand bombardement tardif).


title: Géologie de Mars

text: La topographie de la surface martienne révèle une nette dichotomie crustale entre, d'une part, une région de l'hémisphère sud correspondant à une écorce épaisse et irrégulière jusque sous le renflement de Tharsis, et, d'autre part, une région de l'hémisphère nord correspondant à une écorce plus fine assez uniforme. En première approximation, on peut considérer que l'écorce martienne a une masse volumique uniforme de , ce qui conduit à une épaisseur moyenne d'environ , soit 4,4 % du volume de la planète, avec comme valeurs extrêmes dans la région de Syria Planum et à peine sous le bassin d'impact d'Isidis Planitia, tandis que l'écorce aurait moins de sous toute la région d'Utopia Planitia. D'un point de vue macroscopique, la cohérence des paramètres physiques de Mars implique que l'écorce n'ait jamais plus de d'épaisseur.


title: Géologie de Mars

text: L'une des révélations apportées par les mesures gravimétriques fines réalisées par Mars Global Surveyor a été la découverte de structures évoquant des chenaux enfouis sous la surface de l'hémisphère nord et détectés par leur déficit de masse alors même qu'ils demeurent invisibles en surface. Ces structures, qui correspondraient à des reliefs de 1,5 à si elles sont remplies de sédiments secs mais de 1 à environ dans le cas de sédiments mélangés à de la glace, sont parfaitement en accord avec le modèle, généralement admis pour décrire l'histoire de la planète Mars, selon lequel l'hémisphère nord aurait abrité, au Noachien, de vastes étendues d'eau liquide, voire un océan semi-permanent peut-être recouvert d'une banquise, au centre d'une hydrosphère globale avant d'être comblé de matériaux volcaniques à l'Hespérien et de dépôts éoliens à l'Amazonien pour donner naissance aux basses plaines uniformes caractéristiques de cet hémisphère.


title: Géologie de Mars

text: Les trois cartes ci-dessous, issues notamment des relevés topographiques et gravimétriques de la sonde Mars Global Surveyor au début des années 2000, permettent de se faire une idée plus précise de la structure de l'écorce martienne et de la distribution des masses sous la surface de la planète. C'est notamment la deuxième carte, reproduisant les variations d'intensité du champ de gravité à la surface martienne, qui donne une idée de la répartition des concentrations de masse dans l'écorce : sous les bassins d'impact, et sous les volcans ; outre les anomalies correspondant au renflement de Tharsis et à Elysium Mons, on repère ainsi trois petites anomalies positives au niveau de Malea Planum, d'Hadriacus Mons et d'Hesperia Planum, trois provinces volcaniques anciennes jouxtant Hellas Planitia, tandis qu'une anomalie positive est nettement visible sous le petit bassin d'Isidis Planitia, ainsi que sous ceux d'Utopia et d'Argyre, matérialisant la concentration de masse résultant de l'impact cosmique. La troisième carte représente les variations de distance, depuis le centre de Mars, du « Moho » martien — c'est-à-dire de l'interface entre le manteau et l'écorce martienne, appelée sur Terre "discontinuité de Mohorovičić" (généralement désignée par le raccourci « "le Moho" ») en raison de son effet sur la propagation des ondes sismiques, mais qui n'a jamais pu être observé expérimentalement sur Mars faute d'étude sismique sur cette planète — ce qui permet de déduire les variations d'épaisseur de l'écorce :


title: Géologie de Mars

text: Le recoupement de ces trois types d'informations offre une clé essentielle pour comprendre la géologie à grande échelle des couches superficielles de la planète Mars.


title: Géologie de Mars

text: En l'absence de données sismiques exploitables, la structure interne de la planète Mars demeure difficile à préciser. L'exploitation des informations recueillies par les diverses sondes qui ont exploré la planète, telles que le moment d'inertie et les relevés gravimétriques et magnétiques, a néanmoins permis de déterminer que celle-ci serait constituée d'un manteau solide de silicates riches en fer et d'un noyau liquide ou au moins encore essentiellement liquide. Une communication de 2009 a fait état de calculs fondés sur des modèles géochimiques de la planète Mars selon lesquels le noyau contiendrait de 5 à 13,5 % de soufre et le manteau contiendrait de 11 à 15,5 % de fer.


title: Géologie de Mars

text: Le noyau de Mars aurait un rayon compris entre et (soit entre 38 % et 59 % du rayon de la planète), peut-être plus précisément entre et (soit entre 45 % et 54 % du rayon de Mars), incertitude due en partie à l'inconnue concernant la fraction de manteau qui pourrait être liquide et réduirait par conséquent la taille du noyau ; on trouve assez souvent citée la valeur comme rayon du noyau de Mars, soit 43,7 % du rayon moyen de la planète elle-même (). Les caractéristiques physiques (taille, densité) du noyau peuvent être approchées qualitativement par le moment d'inertie de la planète, qui peut être évalué en analysant la précession de son axe de rotation ainsi que les variations de sa vitesse de rotation à travers les modulations par effet Doppler des signaux radio émis par les sondes posées à sa surface ; les données de Mars Pathfinder ont ainsi permis d'affiner celles précédemment recueillies avec les sondes Viking et d'établir que la masse de Mars est plutôt concentrée en son centre, ce qui plaide pour un noyau dense et pas trop gros.


title: Géologie de Mars

text: Avec une température estimée à environ , le noyau de Mars serait entièrement liquide pour un taux d'éléments légers (essentiellement du soufre) de 14,2 % en masse, ce qui laisse supposer une composition majoritairement de fer allié à d'autres métaux (typiquement du nickel) et peut-être jusqu'à 17 % d'éléments légers. Des expériences conduites sur des systèmes fer-soufre et fer-nickel-soufre à des pressions comparables à celles estimés au cœur de Mars amènent à envisager que le noyau martien, encore entièrement liquide, se solidifierait par cristallisation superficielle, au contact du manteau, formant des sortes de « flocons » tombant en « neige » jusqu'au centre ; une autre possibilité pourrait être la formation d'une graine solide de sulfure de fer cristallisé au centre du noyau liquide.


title: Géologie de Mars

text: Mars ne possède pas de magnétosphère. Toutefois, le magnétomètre et réflectomètre à électrons MAG/ER de la sonde Mars Global Surveyor a mis en évidence dès 1997 un magnétisme rémanent, jusqu'à 30 fois supérieur à celui de l'écorce terrestre, au-dessus de certaines régions géologiquement anciennes de l'hémisphère sud, et notamment dans la région de Terra Cimmeria et Terra Sirenum. Les mesures font état d'un champ magnétique atteignant à d'altitude, ce qui requiert l'aimantation d'un volume significatif d'écorce martienne, d'au moins . Pendant neuf ans, MGS a mesuré les paramètres magnétiques au-dessus de la surface martienne, l'instrument MGS MAG () recueillant des données vectorielles depuis une altitude typiquement de , s'approchant parfois à de la surface, et MGS ER () mesurant le magnétisme total depuis une altitude de en moyenne. Il n'existe donc pas à l'heure actuelle de carte magnétique de la surface martienne elle-même, de même que la nature exacte des minéraux magnétisés ne peut qu'être supposée dans l'état actuel de nos connaissances.


title: Géologie de Mars

text: L'étude des météorites de Mars suggère que ce paléomagnétisme résulte, comme sur Terre, de l'aimantation de minéraux ferromagnétiques tels que la magnétite et la pyrrhotite dont les atomes alignent leur moment magnétique sur le champ magnétique global et figent cette configuration en passant en dessous de la température de Curie du minéral — soit par exemple () pour , mais seulement () pour . Les autres minéraux candidats comme vecteurs du paléomagnétisme de l'écorce martienne sont l'ilménite en solution solide avec l'hématite , de même structure, pour former des titanohématites, et dans une moindre mesure la titanomagnétite , dont l'aimantation et la température de Curie sont cependant inférieures.


title: Géologie de Mars

text: L'absence d'un tel paléomagnétisme au-dessus des bassins d'impacts de l'hémisphère sud tels qu'Hellas et Argyre est généralement interprétée comme l'indication que Mars ne possédait plus de champ magnétique global lors de ces impacts, bien qu'il soit également possible que le refroidissement des matériaux sur le lieu de l'impact ait été trop rapide pour permettre l'alignement de leur aimantation éventuelle sur le champ magnétique global. A contrario, un paléomagnétisme significatif, et parfois même assez élevé, a été relevé au-dessus des 14 bassins les plus anciens identifiés sur la planète. De la même façon, aucun champ magnétique notable n'a été détecté au-dessus des régions volcaniques majeures d'Elysium Planitia et du renflement de Tharsis, en revanche un magnétisme faible mais de plus forte intensité a été relevé au-dessus des provinces volcaniques plus petites et plus anciennes des hautes terres australes.


title: Géologie de Mars

text: L'analyse des composantes tridimensionnelles du champ magnétique relevé en quelques dizaines de points significatifs de la surface martienne a permis à plusieurs équipes d'extrapoler la position du pôle paléomagnétique de Mars. Ces simulations — qui doivent néanmoins être prises avec un certain recul — sont assez cohérentes entre elles et conduisent à localiser l'un des pôles paléomagnétiques martiens entre 150° E et 330° E d'une part et 30° S et 90° N d'autre part, c'est-à-dire approximativement dans un rayon de autour d'un point situé à mi-chemin entre Alba Mons et Olympus Mons.


title: Géologie de Mars

text: Fait remarquable, les anomalies magnétiques mesurées par MGS sont structurées en bandes parallèles, de façon rappelant les anomalies magnétiques océaniques sur Terre (voir schéma ci-contre) : le refroidissement de la croûte océanique formée aux dorsales au fur et à mesure que les plaques s'écartent conduit celle-ci à acquérir une aimantation rémanente qui « mémorise » l'orientation du champ magnétique terrestre au passage de la température de Curie; chaque inversion du champ magnétique terrestre est donc « enregistrée » dans les roches ainsi formées, dont l'aimantation forme par conséquent des séquences symétriques de part et d'autre des dorsales. Une telle symétrie n'a en revanche jamais été relevée sur Mars, de sorte qu'aucun élément ne permet actuellement de supposer l'existence passée d'une quelconque tectonique des plaques sur la planète rouge. Seule une observation à plus haute résolution permettrait de clore le débat.


title: Géologie de Mars

text: Lorsqu'il est global, le champ magnétique d'une planète est principalement d'origine interne. On suppose qu'il est provoqué par la convection des fluides conducteurs (c'est-à-dire des métaux liquides) composant la partie externe du noyau. Ce processus est connu sous le nom d'effet dynamo. Ces mouvements de convection impliquent l'existence d'un gradient thermique suffisant du noyau vers le manteau ; en l'absence d'un tel gradient, l'effet dynamo ne pourrait pas se maintenir. Ce fait serait à l'origine de la disparition du champ magnétique global de Mars, il y a sans doute au moins quatre milliards d'années : les impacts d'astéroïdes du grand bombardement tardif auraient injecté suffisamment d'énergie thermique dans le manteau de Mars en convertissant en chaleur l'énergie cinétique des impacteurs, ce qui aurait stoppé l'effet dynamo en annulant le gradient thermique nécessaire à son maintien.


title: Géologie de Mars

text: L'attribution de la disparition du champ magnétique global martien à un impact cosmique a été reprise dans une théorie alternative impliquant cette fois une protoplanète résiduelle de la taille de la Lune percutant Mars bien avant le grand bombardement tardif, c'est-à-dire quelques dizaines de millions d'années seulement après la formation de la planète (de façon similaire à l'impact hypothétique de Théia avec la proto-Terre), au voisinage du pôle nord actuel et sous un angle d'incidence assez faible : cet impact serait à l'origine d'une part de la dichotomie crustale (l'idée n'est pas nouvelle, recoupant la théorie, assez discutée, du bassin boréal) et d'autre part de l'absence de paléomagnétisme dans l'écorce de l'hémisphère nord, en raison de la disparition du gradient thermique entre le noyau et le manteau dans l'hémisphère nord uniquement, laissant subsister un effet dynamo concentré dans l'hémisphère sud. Mars aurait ainsi connu transitoirement un magnétisme non pas global, mais « hémisphérique » et décentré vers le pôle sud, ce qui expliquerait l'intensité exceptionnelle du magnétisme rémanent dans certaines parties de l'écorce de l'hémisphère sud, ainsi que l'absence de paléomagnétisme notable dans l'hémisphère nord.


title: Géologie de Mars

text: Cette théorie n'est bien entendu pas la seule proposée pour rendre compte de la superposition d'une « dichotomie magnétique » à la dichotomie crustale martienne : la différence d'épaisseur et de structure de l'écorce martienne entre les deux hémisphères, la fonte partielle de l'écorce de l'hémisphère nord à l'origine du remodelage de sa surface, et la serpentinisation de l'écorce martienne au Noachien, sont les explications les plus couramment avancées.


title: Géologie de Mars

text: Dès les premiers clichés de la planète pris au début des années 1970 par Mariner 9, les principales caractéristiques géologiques martiennes avaient été identifiées :


title: Géologie de Mars

text: L'USGS avait d'emblée défini, sur la base de ces clichés, 24 unités géologiques organisées selon les régions et leur âge estimé, qui demeurent toujours valables pour une étude morphologique globale de la planète, bien que les informations alors disponibles aient été depuis considérablement enrichies — et souvent fortement nuancées — par les résultats recueillis au cours des missions d'exploration ultérieures, jusqu'à nos jours :


title: Géologie de Mars

text: Les paragraphes qui suivent résument les principales caractéristiques géologiques de la planète Mars.


title: Géologie de Mars

text: La principale caractéristique orographique de Mars est l'opposition entre, d'une part, un hémisphère nord constitué d'une vaste plaine dépourvue de relief significatif s'étendant sur un peu plus du tiers de la surface de la planète, et, d'autre part, un hémisphère sud formé de terrains élevés très cratérisés et assez accidentés, avec des failles, des escarpements, des éboulements, et des régions au relief chaotique. Ces deux régions sont de natures géologiques radicalement différentes : l'écorce martienne est sensiblement plus fine dans l'hémisphère nord que dans l'hémisphère sud, les terrains de l'hémisphère sud sont plus anciens, de quelques centaines de millions d'années à un ou deux milliards d'années, que ceux de l'hémisphère nord, et les signatures spectrales minéralogiques de ces derniers semblent marquées par une ancienne présence d'eau liquide abondante et acide ayant définitivement affecté la composition minéralogique de ces régions (voir plus loin).


title: Géologie de Mars

text: Deux types de scénarios ont été proposés pour rendre compte de cette situation. 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 ; les modèles à impact unique (hypothèse du Bassin boréal, notamment) se heurtent malgré tout à certaines difficultés par rapport aux observations. L'étude des bassins d'impact enfouis sous la surface a par ailleurs permis d'établir que la dichotomie crustale martienne remonte à plus de quatre milliards d'années avant le présent, et est donc une structure héritée des premiers âges de la planète. Certaines structures plus récentes à la limite entre les deux domaines suggèrent également 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.


title: Géologie de Mars

text: Les particularités de la limite entre ces deux grands domaines géologiques martiens sont particulièrement bien illustrées par la région d'Aeolis Mensae, entre Terra Cimmeria et Elysium Planitia : on y trouve des formations tectoniques complexes et pas toujours bien comprises, ainsi que des traces d'érosion éolienne très marquées.


title: Géologie de Mars

text: L'abondance des cratères d'impact est la caractéristique première des terrains anciens de l'hémisphère sud. Il y en a bien entendu également dans l'hémisphère nord, et les cratères martiens présentent une grande variété de formes : vieux cratères à fond plat très érodés et parfois partiellement enfouis dans l'hémisphère sud, petits cratères très creux en forme de bol sur les terrains jeunes de l'hémisphère nord, avec une particularité martienne — inconnue sur la Lune — liée à la présence de composés volatils dans le sol : les « cratères à rempart, » tels que le cratère Yuty ; ces cratères particuliers sont caractérisés par la présence d'éjectas lobés très reconnaissables. Les cratères dits « à piédestal » résultent, quant à eux, de l'érosion différentielle des terrains meubles environnant un cratère d'impact dont les bords et les matériaux immédiatement en contact avec l'impact ont été durcis sous l'effet mécanique et thermique du choc avec l'impacteur. L'instrument HRSC de Mars Express a fourni d'excellents clichés d'un de ces cratères dans la région d'Hephaestus Fossae.


title: Géologie de Mars

text: Les impacts résultant de la collision avec un impacteur suffisamment énergétique pour percer l'écorce martienne et provoquer des épanchements magmatiques donnent lieu, non plus à un cratère, mais à un bassin d'impact ; les principaux bassins identifiés sans ambigüité sur Mars sont, par taille décroissante :


title: Géologie de Mars

text: L'existence du Bassin boréal comme bassin unique est loin d'être prouvée, mais, si cette hypothèse s'avérait exacte, il regrouperait géologiquement un ensemble de dépressions comprenant Vastitas Borealis, Arcadia Planitia et Acidalia Planitia, ce qui en ferait de loin la plus vaste structure de ce type dans le système solaire.


title: Géologie de Mars

text: Amazonis Planitia, qui ressemble également à un bassin d'impact, n'en serait cependant pas un et aurait une origine plutôt volcanique, étant située entre les deux grandes régions volcaniques martiennes : Elysium Planitia à l'ouest et le renflement de Tharsis à l'est. L'instrument MARSIS — "Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding " — de Mars Express a par ailleurs révélé l'existence de nombreux autres impacts plus ou moins gros, aujourd'hui invisibles car enfouis dans le sol de la planète.


title: Géologie de Mars

text: La formation des bassins d'impact martiens remonte essentiellement aux premiers âges de la planète, il y a plus de quatre milliards d'années : les derniers impacts majeurs ont dû se produire à la fin du Noachien, lors du grand bombardement tardif, il y a entre 4,1 et 3,9 (voire 3,8) milliards d'années — le Bassin Caloris, sur 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 satellites Phobos et Deimos aient un rapport avec cet épisode, comme astéroïdes incidents capturés par Mars — mais il resterait alors à expliquer leur orbite quasi circulaire avec une inclinaison très faible sur l'équateur martien — ou comme agglomérats de matériaux projetés dans l'espace et satellisés à la suite de collisions avec des impacteurs de taille suffisante, Phobos en deçà et Deimos au-delà de l'orbite synchrone de Mars, laquelle correspond à une altitude de au-dessus de la surface ; le scénario le plus probable, dans ce cas de figure, serait une ou plusieurs collisions avec un ou plusieurs planétésimaux peu après la formation de Mars (scénario similaire à celui de la formation de la Lune à la suite de l'impact de Théia sur la proto-Terre), il y a environ 4,5 milliards d'années, plutôt que lors du grand bombardement tardif, 500 millions d'années plus tard.


title: Géologie de Mars

text: De façon schématique, le volcanisme martien semble avoir globalement évolué depuis un volcanisme de plaine datant de la fin du Noachien à la première moitié de l'Hespérien, défini par des épanchements de lave basaltique très fluide, comme celle des « mers » lunaires, et qui constitue une fraction notable de la surface martienne, jusqu'à des cônes volcaniques bien formés rappelant les stratovolcans terrestres à partir de la seconde moitié de l'Hespérien. Entre ces deux extrêmes, tout une gradation de morphologies permet de rendre compte de la variété de terrains et de formations volcaniques rencontrés sur toute la surface de la planète, notamment les fameux volcans boucliers martiens.


title: Géologie de Mars

text: La plus ancienne forme de volcanisme martien, remontant à la fin du Noachien et perdurant à l'Hespérien, serait celle des étendues basaltiques qui recouvrent le fond des bassins d'impact tels qu'Argyre et Hellas, ainsi que certaines étendues planes localisées entre ces deux bassins et celui d'Isidis (notamment Syrtis Major Planum, Hesperia Planum et Malea Planum), de façon rappelant les terrains volcaniques lisses identifiés sur Mercure (par exemple Borealis Planitia), sur Vénus (typiquement Guinevere Planitia) et sur la Lune — les « mers » lunaires, la plupart du temps corrélées à des impacts cosmiques.


title: Géologie de Mars

text: Sur Mars, ces plaines de lave noachiennes constituent les régions de Malea Planum, Hesperia Planum et Syrtis Major Planum, qui se présentent comme des plateaux basaltiques dont la surface, typique de l'Hespérien, est géologiquement plus récente. La dynamique sous-jacente à ce type de volcanisme, entre fissure et point chaud, n'est pas vraiment comprise ; en particulier, on n'explique pas vraiment le fait que les volcans de Malea, d'Hesperia et d'Elysium soient plus ou moins alignés sur une aussi grande distance.


title: Géologie de Mars

text: Une chambre magmatique a été identifiée sous les caldeiras de Syrtis Major par l'anomalie gravitationnelle qu'elle provoque. Syrtis Major Planum apparaît ainsi comme un volcan bouclier particulièrement plat et érodé. Ces formations combinent des caractéristiques effusives et explosives les faisant ressembler aux boucliers pyroclastiques terrestres, tels que l'Emi Koussi dans le massif du Tibesti. C'est notamment le cas d'Hesperia Planum, dont le front occidental au contact d'Hellas Planitia, à proximité immédiate d'Hadriacus Mons, présente des cavités éboulées — telles qu'Ausonia Cavus — plus ou moins souterraines prolongées par des lits de cours d'eau asséchés — Dao Vallis et Niger Vallis, voire Harmakhis Vallis un peu plus loin au sud — qui rappellent, à bien plus grande échelle, les traces laissées sur Terre par des lahars.


title: Géologie de Mars

text: Des plaines de lave bien plus vastes, et aussi parfois assez récentes (jusqu'à la seconde moitié de l'Amazonien), entourent les édifices des deux grands domaines volcaniques martiens, à savoir Elysium Planitia et surtout le renflement de Tharsis de part et d'autre d'Amazonis Planitia. L'exemple typique en est le très vaste ensemble d'âges hétérogènes formé par les plateaux de Daedalia, Icaria, Syria, Sinai, Solis, Thaumasia et Bosporos au sud de Valles Marineris : au moins 163 bouches volcaniques ont été recensées sur le renflement de Syria, à l'origine de coulées de lave s'étendant sur plus de . Toutes ces plaines semblent résulter d'épanchements de lave sur les flancs des volcans, voire des premières coulées de lave très fluide des volcans eux-mêmes. Ainsi, la surface particulièrement lisse d'Amazonis Planitia résulterait de dépôts volcaniques continus depuis l'Hespérien jusqu'à des périodes assez récentes de l'Amazonien.


title: Géologie de Mars

text: Un volcan bouclier, expression issue de l'islandais Skjaldbreiður désignant un volcan aplati en forme de « "grand bouclier" » (sens littéral de ce toponyme), est caractérisé par la très faible pente de ses flancs. Sur Terre, un tel volcan résulte d'épanchements de laves pauvres en silice, très fluides, qui s'écoulent facilement sur de grandes distances, formant des structures aplaties s'étalant sur des surfaces très importantes, contrairement, par exemple, aux stratovolcans, dont le cône, bien formé, a une base bien plus restreinte. Le type même de volcan bouclier est, sur Terre, le Mauna Loa, à Hawaï ; le Piton de la Fournaise, à La Réunion, en est un autre, plus petit mais très actif.


title: Géologie de Mars

text: Sur Mars, les structures volcaniques les plus spectaculaires sont précisément des volcans boucliers. Le plus étendu d'entre eux, Alba Mons, s'étend sur quelque de large mais ne s'élève qu'à au-dessus du niveau de référence. L'analyse topographique détaillée de cet édifice volcanique parmi les plus volumineux du système solaire révèle trois grandes périodes d'activité à travers les ruptures de pente et les flux de lave particuliers relevés autour de son système de caldeiras. Les premières éruptions auraient consisté en des laves fluides qui se seraient répandues sur une large surface, puis des éruptions plus localisées auraient donné naissance au bouclier central, et enfin une phase finale aurait abouti au dôme portant le système de caldeiras, dont la masse aurait favorisé l'élargissement des grabens d'Alba et de Tantalus ainsi que la faible inclinaison du sommet vers l'est. Alba Mons se situe exactement aux antipodes du bassin d'impact d'Hellas Planitia, et sa formation serait peut-être due au contre-coup de l'impact à l'origine de ce bassin, il y a environ 4 milliards d'années. La datation de cet ensemble est cependant délicate, son aspect général plutôt érodé et couvert de poussières suggérant un âge ancien, mais la faible cratérisation de ses surfaces (comparée par exemple à celles de Syrtis Major, autre volcan bouclier clairement plus ancien au point de ressembler davantage à un plateau basaltique qu'à un volcan) et sa morphologie générale finalement assez proche de celle des volcans du renflement de Tharsis, avec leurs grands épanchements de lave en lobes latéraux et des éruptions successives se resserrant autour des caldeiras, plaident plutôt pour une activité centrée au milieu de l'Hespérien et se prolongeant au début de l'Amazonien.


title: Géologie de Mars

text: Olympus Mons, le plus célèbre et le plus haut des volcans martiens, culmine à au-dessus du niveau de référence (des altitudes supérieures sont encore très souvent publiées, même récemment sur des sites institutionnels américains, mais relèvent d'estimations du antérieures aux mesures du MOLA de MGS) et possède un système de caldeiras long de , large de et d'une profondeur atteignant ; il couvre une surface d'environ et de de plus grande largeur, délimitée par un talus pouvant atteindre par endroits de dénivelé. L'origine de cet escarpement est pour l'heure inconnue : les volcans qui présentent sur Terre de telles formations sont typiques d'un volcanisme sous-glaciaire, caractérisé par l'épanchement de laves sous une masse de glace qui en limite l'extension basale pour contraindre l'édifice volcanique dans une géométrie cylindrique, comme c'est le cas du Herðubreið, en Islande ; néanmoins, nous serions ici en présence d'un volcan qui se serait développé sous un inlandsis de 5 à d'épaisseur, ce qui semble "a priori" inconcevable au vu de nos connaissances actuelles sur la planète Mars, de sorte que l'origine de cette particularité topographique doit encore être expliquée, et que les théories à ce sujet abondent.


title: Géologie de Mars

text: Les autres grands volcans martiens sont également des volcans boucliers : du nord au sud, Ascraeus Mons, Pavonis Mons et Arsia Mons constituent les Tharsis Montes et sont les trois plus grands édifices du renflement de Tharsis, tandis qu'Elysium Mons est la principale formation d'Elysium Planitia. La fluidité des laves de ces édifices volcaniques est bien illustrée par les cavités d'effondrement relevées par exemple sur le flanc sud d'Arsia Mons, formées après que la lave s'est solidifiée en surface tandis qu'elle continuait à s'écouler en dessous, laissant des cavités dont le sommet s'est effondré une fois vidées.


title: Géologie de Mars

text: Les volcans boucliers martiens atteignent des tailles gigantesques par rapport à leurs équivalents terrestres en raison de l'absence de tectonique des plaques sur Mars : l'écorce martienne demeure immobile par rapport aux points chauds, qui peuvent ainsi la percer au même endroit pendant de très longues périodes de temps pour donner naissance à des édifices volcaniques résultant de l'accumulation de laves pendant parfois plusieurs milliards d'années, alors que, sur Terre, le déplacement des plaques lithosphériques au-dessus de ces points chauds conduit à la formation d'un chapelet de parfois plusieurs dizaines de volcans, chacun ne demeurant actif que pendant quelques millions d'années, ce qui est bien trop bref pour permettre la formation de structures aussi imposantes que sur Mars. L'archipel d'Hawaï est le meilleur exemple terrestre illustrant le déplacement d'une plaque tectonique au-dessus d'un point chaud, en l'occurrence de la plaque pacifique au-dessus du point chaud d'Hawaï ; de la même façon, l'archipel des Mascareignes résulte du déplacement de la plaque somalienne au-dessus du point chaud de la Réunion.


title: Géologie de Mars

text: D'autres types de volcans présents sur Mars rappellent davantage les stratovolcans, qui résultent de l'accumulation de dépôts de laves mêlées de cendres volcaniques. Ce sont les "tholi" (pluriel latin de tholus), édifices de taille plus modeste que les volcans boucliers, aux pentes plus accusées, surtout près du cratère, ainsi que les paterae, qui se réduisent parfois à leur caldeira. Tous ces types de volcans sont présents dans les régions du renflement de Tharsis et d'Elysium Planitia, la tendance générale étant cependant de trouver les volcans boucliers dans la région de Tharsis tandis que les volcans d'Elysium s'apparentent davantage à des stratovolcans.


title: Géologie de Mars

text: Le plus spectaculaire et le plus complexe des ensembles géologiques martiens est formé des grands volcans de la région de Tharsis — Alba Mons, Olympus Mons et la chaîne de volcans de Tharsis Montes — ainsi que du système de canyons prenant naissance au niveau des failles entrecroisées de Noctis Labyrinthus pour se développer à travers l'ensemble de Valles Marineris puis les terrains chaotiques de Xanthe Terra et Margaritifer Terra jusqu'aux abords de Chryse Planitia. Toute cette région — le renflement de Tharsis — résulterait de la remontée d'un système de panaches mantelliques à l'origine des points chauds matérialisés par les différents volcans de Tharsis ainsi que, peut-être, des renflements de Syria Planum et des failles de Noctis Labyrinthus. Au sud de cette région, c'est tout un fragment d'écorce qui se serait soulevé et déplacé avec un mouvement de translation vers le sud doublé d'une rotation dans le sens inverse des aiguilles d'une montre.


title: Géologie de Mars

text: Syria Planum, en particulier, semble avoir joué un rôle tectonique déterminant sur l'ensemble de la région pendant une très longue période de temps, depuis le Noachien jusqu'à l'Amazonien. Des dizaines de petits volcans boucliers de quelques dizaines de kilomètres de diamètre et quelques centaines de mètres de haut parsèment ce plateau volcanique, dont la surface oscille entre et d'altitude. L'unité géologique constituée par Syria Planum, Solis Planum et Thaumasia Planum pourrait être vue comme une ébauche de plaque lithosphérique, soulevée et déplacée vers le sud en formant, au sud, un début de convergence au niveau de Claritas Fossae, Coracis Fossae et Nectaris Fossae, tandis qu'au nord apparaissait un énorme rift long de au niveau de Noctis Labyrinthus et, surtout, de Valles Marineris, dont l'origine tectonique par l'étirement nord-sud de l'écorce martienne avait été pressentie dès la fin des années 1970 par l'analyse des images retransmises par Viking 1 Orbiter.


title: Géologie de Mars

text: Valles Marineris est un fossé d'effondrement élargi par l'érosion jusqu'à atteindre par endroits une largeur de et une profondeur de . L'érosion en question serait d'origine largement hydrologique, comme en témoigne la présence de sulfates hydratés<ref name="10.1126/science.1109087">


title: Géologie de Mars

text: </ref>, dont l'épaisseur des dépôts forme parfois de véritables montagnes, et de vallées dendritiques témoignant de l'existence passée d'un réseau de cours d'eau permanent et durable. De surcroît, l'étude détaillée des clichés pris par les nombreuses sondes qui, en orbite, ont observé ces canyons, a révélé des formations rocheuses interprétées comme des traces d'activité fluviale très prolongée et l'analyse par Mars Global Surveyor des anomalies gravitationnelles au-dessus de cette région a montré que la signature de Valles Marineris s'étend jusque dans le bassin de Chryse Planitia, ce qui donne une idée de la quantité de matériaux charriés hors de ces canyons par l'érosion fluviale continue sur une période de temps suffisamment longue. Si les traces de volcanisme et d'activité fluviale sont patentes dans Valles Marineris, les parois de ces canyons ont surtout été altérées, à l'Amazonien, par l'érosion éolienne et les glissements de terrain, souvent de très grande ampleur ; mais ces altérations révèlent à leur tour les traces d'anciens écoulements souterrains le long des failles ainsi mises à nu. Incidemment, l'estimation de la fréquence des glissements de terrain le long des parois de Valles Marineris a conduit à proposer une réduction d'un facteur 3 de la fréquence d'impact météoritique sur les surfaces martiennes depuis 3 milliards d'années<ref name="10.1016/j.icarus.2006.07.008">


title: Géologie de Mars

text: </ref>, contrairement aux modèles usuels qui tablent plutôt sur un taux de cratérisation constant, lequel aurait pour conséquence l'observation d'une augmentation difficilement explicable de la fréquence des glissements de terrain.


title: Géologie de Mars

text: La nature des terrains formant le fond des canyons n'est toujours pas très bien comprise, notamment quant à la part entre origine volcanique et origine sédimentaire. Le volcanisme serait "a priori" plus significatif à l'ouest des canyons, à proximité de Syria Planum, et les terrains sombres qualifiés de « dépôts intérieurs stratifiés » situés dans la région de Tithonium Chasma seraient volcaniques.


title: Géologie de Mars

text: La seconde région volcanique de Mars est très différente de celle de Tharsis. Bien plus petite, elle est aussi nettement plus récente, avec de nombreux terrains formés semble-t-il il y a moins de cent millions d'années, certaines coulées de lave étant quant à elles datées, à partir de leur taux de cratérisation, de moins de dix millions d'années. L'une des particularités de cette région est de présenter divers modes d'interaction de la lave avec des terrains chargés de glace.


title: Géologie de Mars

text: Les clichés des sondes satellisées autour de Mars montrent par ailleurs un certain nombre de petits cônes surmontés d'un cratère, par exemple près du pôle nord, qui pourraient être des volcans, mais il est également possible que ce type de structure s'apparente davantage à des pingos, comme ceux d'Utopia Planitia, qui n'ont rien de volcanique mais sont, sur Terre, typiques des climats polaires, où ils résultent de la dilatation cumulative de l'eau du pergélisol lorsqu'elle fond et gèle alternativement au gré des saisons.


title: Géologie de Mars

text: Le fond de certains cratères de Syrtis Major Planum montre des arêtes allongées disposées de façon ordonnée, ce qui suggère fortement qu'on soit en présence de dykes. Ces structures se forment notamment dans les terrains traversés de failles provoquées notamment par les impacts météoritiques, et résultent de la plus grande résistance à l'érosion des roches magmatiques coulées dans ces failles, constituées de matériaux plus fragiles et qui finissent par disparaître en laissant une lame basaltique ayant l'apparence d'un mur ou d'une digue (d'où le nom de ce type de structures). Un dyke peut également se former par cimentation de brèches sous l'effet d'un cours d'eau qui s'insinue dans les failles, aboutissant là encore à durcir le matériau de comblement, qui subsistera seul une fois l'érosion ayant fait son œuvre sur l'encaissant moins résistant.


title: Géologie de Mars

text: La région de Huo Hsing Vallis est particulièrement intéressante à cet égard, car elle présente des dykes assez évidents dans sa partie méridionale.


title: Géologie de Mars

text: Sur Terre, les dykes sont fréquemment associés à des gisements de minerais importants, ce qui justifie pleinement l'intérêt qu'on peut porter à ces structures sur Mars.


title: Géologie de Mars

text: La superficie et la masse de la planète Mars étant respectivement 3,5 et 10 fois moindres que celles de la Terre, cette planète s'est refroidie plus rapidement que la nôtre et son activité interne s'est donc réduite également plus vite : alors que le volcanisme et, plus généralement, la tectonique (orogenèse, séismes, tectonique des plaques, etc.) sont encore très actifs sur Terre, ils ne semblent plus être notables sur Mars, où aucune tectonique des plaques, même passée, n'a jamais pu être mise en évidence.


title: Géologie de Mars

text: Le volcanisme martien paraît également avoir cessé d'être actif, bien que l'âge semble-t-il très récent de certaines coulées de lave suggère, pour certains volcans, une activité actuellement certes très réduite, mais peut-être pas rigoureusement nulle, d'autant que Mars, contrairement à la Lune, n'a pas fini de se refroidir, et que son intérieur, loin d'être entièrement figé, contient en réalité un noyau peut-être entièrement liquide. D'une manière générale, l'analyse des données recueillies par Mars Express a conduit une équipe de planétologues de l'ESA dirigée par l'Allemand Gerhard Neukum à proposer une séquence en cinq épisodes volcaniques :


title: Géologie de Mars

text: Ces datations reposent sur l'évaluation du taux de cratérisation des coulées de lave correspondantes, qui semble recoupée par les observations indirectes sur le moyen terme mais contredites par les observations directes à court terme déduites de la fréquence des impacts récents observés sur plus de dix ans par les sondes satellisées autour de Mars, la principale difficulté de ce type de datation étant d'évaluer les biais statistiques introduits par la différence notable d'ordres de grandeur entre les surfaces anciennes (âgées de plus 2 milliards d'années), qui représentent une fraction importante de la surface de Mars, et les surfaces les plus récentes (âgées de moins de 200 millions d'années), qui sont comparativement extrêmement réduites.


title: Géologie de Mars

text: Par ailleurs, si la fréquence des impacts récents relevée par les sondes satellisées autour de Mars semble suggérer un taux de cratérisation plus élevé que celui habituellement retenu pour dater les formations martiennes (ce qui conduirait à devoir « rajeunir » toutes ces datations), il semblerait plutôt que, sur le long terme, ce taux de cratérisation ait au contraire été divisé par trois depuis 3 milliards d'années, ce qui tendrait à « vieillir » les datations martiennes, et ce d'autant plus qu'elles sont relatives à des phénomènes récents.


title: Géologie de Mars

text: Les images de la surface martienne transmises dès les années 1970 par les sondes Viking en orbite autour de la planète rouge ont révélé l'omniprésence des formations géologiques résultant semble-t-il de l'action, parfois prolongée, de grandes quantités d'un liquide alors encore impossible à préciser, ou selon les principales hypothèses formulées à l'époque, connues respectivement sous le nom « » et « , » ce dernier modèle, fondé sur le , défendu notamment par l'astronome australien Nick Hoffman, de l'université de Melbourne ; ce n'est qu'avec la caractérisation "in situ" de jarosite (minéral se formant en milieux aqueux) par le rover américain Opportunity en 2004, ainsi que de phyllosilicates (altération aqueuse de roches ignées) et de kiesérite (minéral hydraté) par la sonde européenne Mars Express en 2005, que la nature de ce liquide a pu être formellement identifiée comme étant de l'eau — identification qui avait fait l'objet de réfutations minoritaires jusqu'au début des années 2000.


title: Géologie de Mars

text: Si les vallées fluviales elles-mêmes sont bien dessinées et bien évidentes à la surface de Mars, il manque en revanche toutes les structures de plus petites dimensions susceptibles d'indiquer l'origine de ces écoulements, malgré la très haute résolution des vues prises récemment par des sondes telles que Mars Global Surveyor avec l'instrument HiRISE — . Cela pourrait signifier que ces vallées sont des structures très anciennes révélées par l'érosion partielle des sols, lesquels dissimuleraient par conséquent les traces de sources et des torrents à l'origine de ces cours d'eau. Les vallées sont en effet souvent discontinues, avec des segments invisibles sous ce qui semble être une région de terrains plus récents et moins érodés. Une autre hypothèse est qu'elles proviendraient de l'écoulement plus récent d'eau fondue du pergélisol, ce qui expliquerait pourquoi de nombreux « cours d'eau » martiens semblent se terminer par une cavité en hémicycle.


title: Géologie de Mars

text: Les clichés à haute résolution ont également mis en évidence la présence de plusieurs centaines de ravines (appelées par les Anglo-saxons) sur les parois de nombreux cratères et canyons des terrains noachiens de l'hémisphère sud, le plus souvent face à l'équateur et jusqu'à une latitude d'environ 30° S ; ces structures ne semblent pas particulièrement érodées et ne présentent pas non plus de traces d'impact postérieures à leur formation, ce qui indiquerait leur apparition récente.


title: Géologie de Mars

text: L'un des types de formations géologiques les plus remarquables concernant la présence passée de cours d'eau à la surface de Mars sont les vallées au relief inversé, qui résultent de l'érosion éolienne des terrains environnant un ancien lit de cours d'eau, ce dernier devenant saillant car moins facilement érodé en raison de l'action durcissante, par cimentation, de l'eau qui s'écoulait jadis à cet endroit : les minéraux dissous dans l'eau précipitent entre les interstices de la couche sédimentaire sous-jacente, qui s'en trouve durcie par rapport aux terrains environnants. On voit ainsi apparaître, sous l'effet d'une érosion éolienne uniforme, des vallées en négatif, saillantes au lieu d'être en creux, comme c'est le cas au niveau du cratère Miyamoto, dans la région de Meridiani Planum.


title: Géologie de Mars

text: Des formations géologiques spectaculaires et très explicites, telles que des deltas, comme ceux du cratère Jezero par ou du cratère Eberswalde (auparavant appelé « "cratère Holden NE" ») par , ont également été observés, respectivement par l'instrument CRISM de Mars Reconnaissance Orbiter et la MOC de Mars Global Surveyor. Outre ces formations elles-mêmes, qui sont, sans ambiguïté, liées à une activité hydrologique passée, de nombreux minéraux typiquement associés aux milieux humides y ont été identifiés, notamment des phyllosilicates (voir plus loin).


title: Géologie de Mars

text: Mars étant une planète froide depuis trois ou quatre milliards d'années qui semble avoir possédé une hydrosphère significative il y a également trois ou quatre milliards d'années, il ne paraît pas surprenant d'y trouver de nombreuses formations évoquant l'action passée ou présente de glaciers. Certaines formations en forme de langue sont assez typiques (voir ci-dessous), tandis que des régions entières paraissent avoir été marquées par la glace, notamment Deuteronilus Mensae, qui serait particulièrement riche en glace sous seulement quelques mètres de rochers.


title: Géologie de Mars

text: Les glaciers martiens semblent souvent associés aux terrains irréguliers, aux cratères d'impact et aux volcans ; on en a notamment décrit sur Hecates Tholus, Arsia Mons, Pavonis Mons et Olympus Mons.


title: Géologie de Mars

text: L'ESA a publié en été 2005 des clichés — alors assez médiatisés — pris par l'instrument HRSC de la sonde Mars Express montrant un cratère anonyme de de diamètre et de profondeur, situé par 70,5° N et 103° E dans la grande plaine boréale de Vastitas Borealis, dont le fond est partiellement recouvert de glace d'eau sur un champ de dunes sombres émergeant à la périphérie de la glace.


title: Géologie de Mars

text: Plus spectaculaire encore, des formations évoquant assez distinctement la surface « fossilisée » d'une mer couverte de fragments de banquise disloquée ont été identifiées la même année par la même sonde dans l'est de la région d'Elysium Planitia, par environ 5° N et 150° E couvrant une surface voisine de celle de la mer du Nord — pour de profondeur — et datée d'environ 5 millions d'années.


title: Géologie de Mars

text: Une vaste région martienne, longeant par le nord la frontière géologique matérialisant la dichotomie crustale au sud d'Amazonis Planitia entre les deux régions volcaniques d'Elysium Planitia et du renflement de Tharsis, est caractérisée par des formations atypiques se présentant comme des massifs lobés à la surface ondulée, géologiquement très jeunes au vu de la quasi absence de cratères à leur surface (mais d'origine sans doute bien plus ancienne, remontant probablement à l'Hespérien), et qui recouvrent parfois clairement des topographies plus anciennes : Lucus Planum par ,


title: Géologie de Mars

text: et Gordii Dorsum par ; plus à l'ouest, Aeolis Planum par , et Zephyria Planum par , au sud d'Elysium Planitia, sont également intégrés à cet ensemble.


title: Géologie de Mars

text: La plus emblématique et la moins bien comprise de ces formations est celle entourant Medusae Fossae, située par , au sud-ouest d'Eumenides Dorsum, dans le quart nord-est du quadrangle de Memnonia (cf. quadrangle MC-16 de l'USGS). Ce matériau particulier présente une texture meuble et une fragilité à l'érosion éolienne bien mises en évidence à travers ses yardangs vus par l'imageur thermique THEMIS de la sonde 2001 Mars Odyssey, et ci-dessous par HiRISE :


title: Géologie de Mars

text: La sonde européenne Mars Express et sa caméra HRSC ont également fourni des clichés détaillés de cette région.


title: Géologie de Mars

text: Mars Express a permis l'étude intensive de la formation de Medusae Fossae à l'aide de son radar MARSIS, sous la responsabilité de l'Italien Giovanni Picardi. Ces études ont montré qu'il s'agit de dépôts atteignant par endroits d'épaisseur, dont les propriétés électriques sont compatibles à la fois avec une nature poreuse (dépôts de cendres volcaniques d'origine éolienne) et une nature aqueuse (glace d'eau chargée de poussières, comme dans la calotte polaire australe résiduelle), les données alors recueillies ne permettant pas de trancher entre ces deux possibilités. Des analyses récentes ont montré que ces dépôts se sont peut-être étendus au-delà de la frontière géologique marquant la dichotomie crustale, comme pourraient le laisser penser des formations interprétées comme des restes de dépôts similaires sur les hautes terres au sud de Medusae Fossae.


title: Géologie de Mars

text: L'instrument SHARAD de Mars Reconnaissance Orbiter, précisément conçu pour analyser les échos radar superficiels, avait par ailleurs permis de déterminer que la structure des couches de dépôts constituant la formation de Medusae Fossae diffère de celle des calottes polaires, dans la mesure où aucune stratification particulière n'a pu être mise en évidence à partir des données recueillies par cet instrument, et ce malgré le fait qu'une stratification des terrains correspondants par couches de quelques dizaines de mètres d'épaisseur soit décelable dans l'infrarouge et la lumière visible ; "a contrario", la calotte australe résiduelle montre quant à elle une stratification parfaitement détectable par SHARAD.


title: Géologie de Mars

text: Mars possède une calotte polaire à chaque pôle, ces calottes ayant chacune une dynamique particulière en raison de la dissymétrie des saisons sur Mars : l'hiver austral est bien plus long et plus froid que l'hiver boréal, tandis que l'été austral est plus chaud que celui de l'hémisphère nord. Il s'ensuit que la température des pôles martiens varie différemment au cours de l'année au pôle nord et au pôle sud, avec un minimum comparable de au nord et au sud, mais un maximum de au nord et de au sud : c'est ce qui explique que la calotte résiduelle boréale ait environ de diamètre, soit deux à trois fois moins que son extension maximum, tandis que la calotte résiduelle australe n'a qu'environ de diamètre.


title: Géologie de Mars

text: Contrairement à celles de la Terre, les calottes polaires martiennes sont constituées, en surface, essentiellement de glace de dioxyde de carbone et d'une fraction de glace d'eau. Elles atteignent des épaisseurs considérables, la calotte australe ayant été mesurée par l'instrument italo-américain MARSIS de la sonde européenne Mars Express comme ayant une épaisseur atteignant . L'instrument OMEGA, également embarqué à bord de cette sonde, avait permis d'estimer à 15 % la teneur globale en eau de la glace polaire australe, les 85 % restants étant constitués de gelé. Mais l'épaisseur de la calotte semble au contraire constituée de dépôts de poussières mêlés de glace d'eau en proportions variables selon les couches successives. Ceci représente finalement des quantités d'eau considérables, dont on a calculé qu'elles permettraient de recouvrir toute la surface de Mars sur une épaisseur de .


title: Géologie de Mars

text: La calotte polaire australe a été particulièrement étudiée par les sondes en orbite autour de la planète rouge, ce qui permet d'en brosser un portrait assez complet :


title: Géologie de Mars

text: Par ailleurs, la compréhension du régime des vents aux latitudes tempérées de Mars, et notamment l'effet du bassin d'impact d'Hellas Planitia sur la circulation atmosphérique aux latitudes moyennes australes, a permis d'expliquer pourquoi la calotte résiduelle australe est décalée, lorsqu'elle est réduite à sa plus faible extension à la fin de l'été, de 3° sur le méridien 315° E : ce bassin vaste et profond stabilise un puissant système dépressionnaire à l'ouest du pôle sud, dans la région d'Argentea Planum jusqu'au-dessus de la calotte australe résiduelle, et un anticyclone à l'est du pôle sud, vers Hellas Planitia et Promethei Planum ; les conditions de l'atmosphère martienne dans le système dépressionnaire occidental sont réunies près du pôle sud pour déclencher des chutes de neige carbonique, tandis que les conditions anticycloniques ne permettent jamais de telles chutes de neige et n'autorise le dépôt de glace carbonique au sol que par condensation sous forme de givre.


title: Géologie de Mars

text: Les régions polaires martiennes présentent des manifestations géologiques inattendues : outre les traînées noires sur terrains en pente, diverses structures telles que les points noirs sur les dunes, souvent associés à des motifs dits « en araignée, » sont typiques de la « zone cryptique, » située environ entre 60° et 80° de latitude sud et 50° et 210° de longitude est ; ces structures particulières correspondraient à des manifestations de type geyser résultant de la sublimation de dioxyde de carbone dans le sous-sol.


title: Géologie de Mars

text: Les points noirs ont typiquement entre de 15 et de large et sont espacés de quelques centaines de mètres. Ils apparaissent au printemps au voisinage des calottes polaires, notamment celle de l'hémisphère sud qui se restreint bien davantage que celle de l'hémisphère nord pendant l'été, et demeurent visibles pendant quelques mois avant de s'évanouir avant l'automne ; ils ne réapparaissent qu'au printemps suivant, parfois au même endroit. Ces points noirs sont souvent associés à des structures « en araignée, » qui semblent résulter de l'affaissement convergent du sol après sublimation d'une couche de gelé sous une couche superficielle de poussières. La pression du gazeux peut être suffisante pour provoquer un jet propulsé à plus de , emportant des poussières issues d'en dessous de la surface du sol, qui sont souvent plus sombres que celles des couches superficielles, ce qui expliquerait les structures observées au sol dans ces régions particulières du pôle sud de Mars.


title: Géologie de Mars

text: L'instrument HiRISE de Mars Reconnaissance Orbiter a révélé l'existence insoupçonnée de traînées noires matérialisant les lignes de plus grande pente sur les bords de nombreux cratères ainsi que sur divers terrains en pente. Appelées en anglais, ce sont des formations assez fines qui peuvent néanmoins atteindre plusieurs centaines de mètres de long. Ces traînées s'allongent lentement au fil du temps, toujours en partant d'une source ponctuelle. Celles qui viennent de se former sont très sombres, et pâlissent au fur et à mesure qu'elles vieillissent ; leur durée de vie est de quelques dizaines de mois.


title: Géologie de Mars

text: L'origine de ces formations demeure incertaine ; l'hypothèse généralement retenue en fait des écoulements de sable plus sombre issu des couches plus profondes des terrains sur lesquels elles sont observées, tandis que certains auteurs les attribuent à des écoulements de saumures provenant de la fonte partielle du pergélisol.


title: Géologie de Mars

text: Ces bandes sombres, qui prennent naissance sur l'arête d'un escarpement — d'origine tectonique ou sur un cratère d'impact — présentent des similitudes avec certains types de ravines inhabituelles, ce qui pourrait indiquer que des phénomènes voisins sont en jeu dans ce cas précis :


title: Géologie de Mars

text: L'instrument HiRISE de la sonde MRO a immortalisé, le , un glissement de terrain de grande ampleur sur une falaise d'environ de haut, rendu notamment visible par le nuage de poussières qui s'est élevé au-dessus de la région à la suite de ce phénomène.


title: Géologie de Mars

text: La poussière martienne, dont les grains ont au plus quelques micromètres de diamètre, est bien plus fine que le sable — qui correspond à une granulométrie de à — mais peut néanmoins conduire à des formations semblables à celles rencontrées sur Terre dans les déserts de sable, telles que des barkhanes et des champs de dunes.


title: Géologie de Mars

text: Les deux grands domaines géologiques martiens — hautes terres cratérisées de l'hémisphère sud d'un côté, plaines basses et lisses de l'hémisphère nord de l'autre — forment une dichotomie crustale matérialisée par une région intermédiaire essentiellement constituée de terrains dits « tourmentés, » que les Anglo-saxons appellent . Ce type de reliefs, découvert avec les clichés transmis par la sonde Mariner 9, est caractérisé par des escarpements et des falaises d'un à deux kilomètres de dénivelé et des vallées fluviales larges à fond plat et aux bords abrupts. Une région caractéristique de ce type de terrains se trouve entre les longitudes 0° et 90° E, et les latitudes 30° N et 50° N.


title: Géologie de Mars

text: On trouve également de tels terrains en bordure des grands bassins d'impact, tels que celui d'Hellas Planitia, à « l'embouchure » de Reull Vallis, formant transition avec les hautes terres de Promethei Terra :


title: Géologie de Mars

text: Les terrains chaotiques résulteraient de l'action de grandes quantités d'eau soudainement libérées du sous-sol. Les structures interprétées comme des lits de cours d'eau asséchés prennent en effet souvent naissance dans des régions chaotiques. L'hématite , très abondante dans ces structures (les dépôts d'hématite d'Aram Chaos sont les seconds plus importants identifiés sur Mars), constituent une indication forte de la présence passée de grandes quantités d'eau liquide dans ces régions.


title: Géologie de Mars

text: On reconnaît ce type de terrains à la présence de mesas, de buttes, de collines, découpées par des vallées qui peuvent sembler disposées avec une certaine régularité. Il s'agit de formations anciennes, dont l'âge, estimé à partir du taux de cratérisation de leur fond ainsi que par recoupement avec d'autres structures géologiques dont l'âge a pu être déterminé par ailleurs, remonterait entre 3,8 et 2,0 milliards d'années avant le présent. Ces régions semblent par endroits moins effondrées, donnant lieu à des mesas de plus grande taille, qui pourraient alors encore contenir de grandes quantités d'eau gelée.


title: Géologie de Mars

text: Le volcanisme pourrait avoir joué un rôle déterminant dans la formation de ce type de structures, au moins pour certaines d'entre elles. Ainsi, des basaltes riches en olivines ont été identifiés dans Hydraotes Chaos.


title: Géologie de Mars

text: L'instrument HRSC de la sonde Mars Express a également fourni d'excellents clichés en 3D d'Iani Chaos, d'Aram Chaos, d'Aureum Chaos, ainsi que de la région séparant Kasei Valles et Sacra Fossae, constituée de terrains chaotiques également spectaculaires.


title: Géologie de Mars

text: Un corpus de 35 météorites provenant de Mars est aujourd'hui répertorié (d'autres sources peuvent indiquer un nombre bien plus élevé que 35), permettant de tirer quelques conclusions préliminaires sur la nature des sols martiens :


title: Géologie de Mars

text: Bien que peu nombreuses et restreintes à des époques géologiques limitées, ces météorites permettent d'évaluer l'importance des roches basaltiques sur Mars. Elles soulignent les différences de composition chimique entre Mars et la Terre et témoignent de la présence d'eau liquide à la surface de la planète il y a plus de 4 milliards d'années.


title: Géologie de Mars

text: Les sondes spatiales qui ont exploré la planète nous ont permis de mieux en connaître la composition chimique en surface. Dès les années 1970, les sondes Viking 1 et Viking 2 ont analysé le sol martien, révélant une nature qui pourrait correspondre à l'érosion de basaltes. Ces analyses ont montré une abondance élevée en silicium Si et en fer Fe, ainsi qu'en magnésium Mg, aluminium Al, soufre S, calcium Ca et titane Ti, avec des traces de strontium Sr, d'yttrium Y et peut-être de zirconium Zr. Le taux de soufre était près de deux fois supérieur et celui de potassium cinq fois inférieur à la moyenne de l'écorce terrestre. Le sol contenait également des composés de soufre et de chlore ressemblant aux dépôts résultant de l'évaporation de l'eau de mer. La concentration en soufre était plus élevée en surface qu'en profondeur. Les expériences destinées à déterminer la présence d'éventuels microorganismes dans le sol martien en mesurant la libération d'oxygène après adjonction de « nutriments » ont mesurée un dégagement de molécules significatif, ce qui, en l'absence d'autres traces biologiques par ailleurs relevées, a été attribué à la présence d'ions superoxyde .


title: Géologie de Mars

text: Le spectromètre APXS de Mars Pathfinder a réalisé en automne 1997 une série de mesures exprimées en pourcentage pondéral d'oxydes et reproduites dans le tableau suivant (la colonne de droite donne la somme initiale des pourcentages obtenus avant étalonnage) :


title: Géologie de Mars

text: La teinte rougeâtre de la planète provient avant tout de l'oxyde de fer(III) , omniprésent à sa surface. Cette hématite amorphe (l'hématite cristallisée, quant à elle, est de couleur grise) constitue une fraction importante des grains de poussière transportés par les vents qui balayent continuellement la surface de la planète, mais ne semble pas pénétrer très profondément dans le sol, à en juger par les traces laissées depuis l'hiver 2004 par les roues des rovers Spirit et Opportunity, qui montrent que la couleur rouille est celle des couches de poussières, plus épaisses et recouvertes de poussières sombres pour Opportunity, tandis que les roches elles-mêmes sont nettement plus sombres.


title: Géologie de Mars

text: Par ailleurs, le sol de Mars analysé "in situ" par la sonde Phoenix en automne 2008 s'est révélé être alcalin (pH ≈ 7,7 ± 0,5) et contenir de nombreux sels, avec une abondance élevée de potassium K, de chlorures Cl, de perchlorates et de magnésium Mg . La présence de perchlorates, notamment, a été abondamment commentée, car "a priori" assez peu compatible avec la possibilité d'une vie martienne. Ces sels ont la particularité d'abaisser sensiblement la température de fusion de la glace d'eau et pourraient expliquer les « ravines » régulièrement observées par les sondes en orbite autour de la planète, qui seraient ainsi les traces d'écoulements de saumures sur des terrains en pente.


title: Géologie de Mars

text: D'une manière générale, les rochers martiens se sont révélés être principalement de nature basaltique tholéitique.


title: Géologie de Mars

text: Les sondes Viking 1 et Viking 2 étaient munies d'un spectromètre de masse à chromatographie gazeuse (GCMS, pour "") destiné à la détection de molécules organiques, mais n'ont rien détecté malgré l'apport attendu de de composés organiques par an du seul fait des chutes de météorites et de poussière interplanétaire. Cette absence de détection est aujourd'hui encore mal comprise.