Mars

Gologie de Mars

Mars est une plante extrmement intressante du point de vue gologique. L'aspect le plus marquant de la gologie martienne est probablement la forte dissymtrie morphologique et topographique qui existe entre l'hmisphre sud et l'hmisphre nord.

Dans la rgion australe (hmisphre sud), on trouve effectivement des terres trs cratrises (et donc trs vieilles), qui se situent plusieurs kilomtres au-dessus du niveau de rfrence. Au contraire, l'hmisphre nord est caractris par des plaines mornes et jeunes, qui s'tendent quelques kilomtres en dessous du niveau de rfrence. La plante Mars est donc divise en deux moitis bien distinctes. La frontire qui spare les jeunes plaines du nord des vieux plateaux du sud ne correspond cependant pas l'quateur. La limite est un grand cercle, inclin de 35 par rapport l'quateur martien. Dans chaque hmisphre, il existe donc des exceptions ces diffrences. Dans l'hmisphre nord, les exceptions la topographie basse sont constitues par la province volcanique d'Elysium, ainsi que par une bonne partie du dme de Tharsis. Dans l'hmisphre austral, les principales exceptions la topographie haute sont les gigantesques bassins d'impact d'Hellas et d'Argyre, ainsi que certains secteurs de Valles Marineris. Au niveau de la zone de contact entre les deux units se trouve un escarpement trs important, o la dnivellation se chiffre parfois en kilomtres.

En moyenne, les hauts plateaux de l'hmisphre sud surplombent de cinq kilomtres les basses plaines de l'hmisphre nord. Il existe donc une pente marque entre le sud et le nord qui a considrablement influenc la circulation globale de l'eau. Les basses plaines de l'hmisphre nord occupent 1/3 de la surface de Mars et forment un bassin collecteur gant l'chelle de la plante. Elles ont jou un rle non ngligeable du point de vue hydrologique et climatique. De nombreux chenaux d'inondations prennent fin dans ce bassin collecteur, qui a du drainer, selon certaines estimations, les 3/4 des ressources en eau de la plante Mars.

Planisphre de Mars.

Planisphre de Mars.


La dichotomie martienne est l'un des mystres les plus fascinants de la plante rouge, et sa nature, son origine et son age font encore l'objet de froces dbats scientifiques. Nous savons seulement que la crote martienne est bien plus fine au niveau de l'hmisphre nord (35 kilomtres) que sous l'hmisphre sud (80 kilomtres). Certains chercheurs pensent que la dichotomie tire son origine de processus gologiques internes, dont la nature reste inconnue. Pour d'autres, elle est due un impact mtoritique catastrophique, comme semble l'attester la forme approximativement circulaire du grand escarpement qui spare le nord du sud. Au cours de son histoire, la plante Mars serait rentre en collision avec un astrode gigantesque, dont le diamtre devait avoisiner les 1000 km.

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Les terrains anciens

L'hmisphre sud est trs vieux, et ses hauts plateaux sont couverts par d'innombrables cratres d'impact, forms lors du bombardement mtoritique qui a dbut il y a 4,55 milliards d'annes et qui a dur 700 millions d'annes (en fait les terrains cratriss occupent non seulement une bonne partie de l'hmisphre sud mais aussi une vaste rgion qui s'tend vers le nord). Ces terrains fortement cratriss reprsentent 60 % de la surface martienne. L'hmisphre sud possde aussi des bassins, qui proviennent de l'impact de corps de grandes tailles (suprieure 100 km) avec le sol martien. On trouve par exemple le bassin d'Argyre qui mesure 600 km de diamtre. Il faut aussi citer l'norme bassin d'impact d'Hellas dont le fond (situ -9 km du niveau moyen de la plante) en fait le point le plus bas de Mars.

Depuis 1999, un niveau 0 pour les altitudes a t dfini sur Mars grce aux rsultats de l'exprience d'altimtrie laser MOLA embarque sur la sonde Mars Global Surveyor (MGS). Une cartographie complte des altitudes sur Mars a ainsi t ralise et le niveau 0 a alors pu tre fix l'altitude moyenne du relief martien situe, 3 393 kilomtres du centre de la plante. Avant MGS, en l'absence de niveau de la mer, le niveau 0 pour les altitudes avait t fix de faon arbitraire : c'tait l'altitude ayant une pression atmosphrique moyenne de 615 pascals (pression du point triple de l'eau, 273,16 K). Mais, du fait des grandes variations cycliques de pression sur la plante au cours d'une anne martienne (jusqu' 30 % de pression en moins lorsque c'est l'hiver au ple Sud par condensation du dioxyde de carbone - constituant 95 % de l'atmosphre - sous forme de glace sur la calotte polaire Sud), ce systme s'est rvl peu pratique pour dterminer les altitudes relles.

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Les terrains jeunes et les volcans

Par contre, la majeure partie de l'hmisphre nord (ainsi que les vastes tendues volcaniques de Tharsis et d'Elysium) prsente des terrains lisses qui sont beaucoup plus jeunes. On y trouve de nombreux volcans, tous teints. La plante Mars a vraisemblablement connu une intense activit volcanique dans son lointain pass, mme si cette activit semble avoir cess actuellement. Les volcans sont concentrs dans deux rgions, le dme de Tharsis l'ouest et Elysium Planitia l'est.

Le dme de Tharsis

La rgion de Tharsis est un vaste plateau de 5500 km de diamtre et d'une hauteur de 6 10 kilomtres, qui porte sur son dos les difices volcaniques les plus importants de la plante Mars. Cet norme renflement de la surface martienne comprimerait la crote sous 400 bars de pression. L'activit volcanique du dme de Tharsis pourrait avoir commenc il y a 3 milliards d'annes et s'tre prolonge dans le temps pour s'achever finalement vers 800 millions d'annes, trs rcemment donc d'un point de vue gologique. C'est une rgion qui se caractrise par une bonne corrlation entre la topographie et la gravimtrie. La compensation isostatique semble ici assez bonne, et l'importante masse des volcans serait compense en profondeur par une crote dont l'paisseur pourrait atteindre 130 kilomtres (des travaux rcents remettent cependant en question l'ampleur de la compensation isostatique, qui serait faible voire nulle).

Les principaux difices du dme de Tharsis sont des volcans boucliers. Ils sont ainsi nomms parce qu'ils ressemblent effectivement un bouclier. Caractriss par une pente faiblement incline (moins de 5), ils sont forms de la superposition d'un grand nombre de coules. En cela, ils sont semblables aux volcans des les Hawa, au Piton de la Fournaise de l'le de la Runion, aux volcans des les Galápagos, ou encore ceux d'Afrique ou d'Islande. Leur sommet est galement marqu par une caldeira, gigantesque affaissement circulaire form gnralement lors du retrait brutal du magma de la chemine, la suite d'une ruption importante ou de l'ouverture de fissures latrales qui vont provoquer la vidange de la chambre magmatique. Dans le cas de volcans caractriss par des ruptions explosives, le sommet de l'difice peut tre proprement dcapit, l'explosion laissant derrire elle une dpression que l'on peut aussi qualifier de caldeira. Le dme de Tharsis est surmont par trois normes volcans boucliers aligns le long d'une fracture de la crote superficielle de direction nord-est sud-ouest et spar de 700 km les uns des autres : Ascraeus Mons (18 200 mtres de haut), Pavonis Mons (14 120 mtres de haut) et Arsia Mons (17 400 mtres de haut). Cette direction est essentielle pour comprendre les vnements qui ont affect la rgion de Tharsis. Les coules de lave elles-mmes se sont progressivement concentres le long de fractures orientes dans la direction nord-est sud-ouest.

Carte montrant le dme de Tharsis.

Carte montrant le dme de Tharsis.


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Olympus Mons

S'il ne fallait retenir qu'un nom parmi les volcans martiens, ce serait celui la. Les trois volcans gants du dme de Tharsis battent dj pas mal de record, mais avec Olympus Mons, on atteint le sommet! Le plus clbre des volcans martiens est situ sur la bordure nord-ouest du dme de Tharsis, 1600 km des trois volcans prcdents. Gigantesque volcan bouclier de 26 km de hauteur et d'un diamtre de 600 km, sa superficie atteint 500 000 km2. L'difice volcanique et ses multiples coules pourraient donc recouvrir la France entire !

Composition comparant la taille d'Olympus Mons avec la France.

Composition comparant la taille d'Olympus Mons avec la France.


Rappelons que le plus grand volcan terrestre, le Mauna Loa (les Hawa) ne mesure que 9 km de haut (depuis le fond du plancher ocanique) pour 100 km de diamtre (la plus grande partie du volcan est en fait immerg, et seul dpasse des eaux du pacifique son sommet). Sa superficie est trente fois moins importante que celle d'Olympus Mons, et l'on pourrait loger cinquante Mauna Loa l'intrieur du volume du gant martien. Olympus Mons possde une surface bossele, caractrise par un certain nombre de rupture de pentes. Ses flancs montrent effectivement une alternance de pentes abruptes et de terrasses plus douces. Ainsi, une pente de 5 peut subitement faire place une pente plus marque de 10, voire plus. Cet aspect bossel se rencontre aussi sur les volcans terrestres, comme ceux des les Hawa. Les volcans hawaens voient leur masse augmenter, coule aprs coule. A un moment, la masse de l'difice est trop importante et la priphrie glisse soudain vers le bas, le long de failles d'effondrement qui ceinturent l'difice. La pente est alors marque d'un important escarpement. Mais les changements de pentes d'Olympus ne ressemblent pas parfaitement ceux qui marquent les flancs des volcans terrestres. Il se pourrait que les diffrentes "jupes" qui entourent le volcan soient non pas entranes vers le bas par leur propre poids, mais soient au contraire pousses vers le haut par le bombement du volcan. Dans ce cas, les failles qui marquent les ruptures de pentes sont bien diffrentes. Dans le cas ou toute une partie du volcan glisse vers le bas sous son propre poids, les terrains sont soumis une extension, un tirement, et les failles qui apparaissent sont qualifies de normales. Si, au contraire, une partie des flancs est pousse vers le haut, il y a compression des terrains et apparition de failles de chevauchement, ou failles inverses.

La caldeira d'Olympus n'a rien envier aux dimensions de l'difice qui la porte. Son diamtre est de 65 x 80 km et sa profondeur de 2 3 km ( comparer aux 5 kilomtres de la caldeira du Kilauea). Au fond, le plancher de la caldeira est marqu par une surface plutt plate, marqu ci et la par des rides de compression qui se sont forms lors du refroidissement de la surface incandescente. La caldeira d'Olympus a pu accueillir, comme ses homologues terrestres, des lacs de lave qui se sont depuis refroidi, laissant poindre en surface un toit de basalte noir solidifi. La caldeira est complexe et atteste d'une histoire mouvemente. Le premier effondrement a abaiss la surface d'un kilomtre. Il a laiss des failles d'extension circulaires tout autour de la caldeira, alors que le centre a t le sige d'une intense compression, sous l'effet du tassement de la masse effondre. Un deuxime effondrement est ensuite intervenu, suivi par quatre autres ! Encore une fois, on retrouve ces caldeiras complexes, constitues de formes circulaires embotes les unes dans les autres, sur les volcans terrestres.

La base du volcan est souligne par un formidable escarpement. Au niveau de la face nord, des falaises abruptes dominent des plaines qui s'tendent 6 kilomtres en contrebas. Les reliefs sont aussi bien marqus au sud-est, avec des pic de 2 3 kilomtres. Ailleurs, la falaise semble disparatre et le volcan rejoint calmement les plaines environnantes. Cet escarpement provient peut tre d'un effondrement de la priphrie du volcan sur son propre poids. On imagine le cataclysme qui a du alors se produire ! Olympus Mons est galement entour par une formidable aurole d'un terrain dcoup en losanges et qui s'tend jusqu' des centaines de kilomtres de la base du volcan. Cette aurole est peut tre justement le rsultat du glissement de terrain qui est l'origine de la formation du pidestal qui ceinture Olympus Mons.

L'Olympus Mons photographi par la sonde Viking 1.

L'Olympus Mons photographi par la sonde Viking 1.


Les fractures visibles la surface d'Olympus Mons peuvent tre utiliss pour tenter de situer la chambre magmatique du volcan et dfinir sa taille. La chambre magmatique serait aussi grosse que la caldeira (80 km) et serait situe 10 ou 15 km en dessous du sommet, soit bien au-dessus des plaines environnantes. Une chambre magmatique perche et norme, voila quel pourrait tre le moteur d'Olympus Mons. Aujourd'hui, son contenu est sans doute compltement solidifi en basalte. Mais lorsqu'elle tait en activit, remplie d'un liquide magmatique chaud qui ne demandait qu' sortir pour aller grossir le volcan, elle a laiss des marques que l'on peut encore observer aujourd'hui. Une chambre magmatique en activit n'est pas sans effet sur les parois d'un volcan. Lorsqu'elle se remplit, elle exerce une pression considrable sur les roches qui l'entourent (l'encaissant), et celles ci finissent par prsenter des failles de compression. Au contraire, lorsqu'elle se dcharge, la pression disparat et les parois reprennent leur place avec l'ouverture de failles de distension (extension).

Les laves misent par Olympus Mons sont sans doute basaltiques. Seuls des laves trs fluides, pauvres en silice et riches en minraux ferromagnsiens (olivine, pyroxne) peuvent s'couler sur des pentes trs faibles et constituer des coules longues parfois de plusieurs centaines de kilomtres ( condition toutefois de ne pas refroidir trop vite, en cheminant sous des tunnels par exemple).

Les volcans du dme de Tharsis sont plutt jeunes. Dterminer leur ge n'est pas chose facile, mais on peut avancer un ge de 700 millions d'annes pour Arsia Mons, 300 millions d'annes pour Pavonis, entre 100 et 20 millions d'annes pour Ascraeus. Certaines coules du gant Olympus seraient trs jeunes, 30 millions d'annes, une dure trs courte pour les temps gologiques. Olympus Mons pourrait donc bien tre le plus jeune des volcans martiens.

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La plaine d'Elysium

La rgion d'Elysium constitue la deuxime province volcanique importante de la plante Mars, aprs celle du dme de Tharsis. Elle est aussi centre sur un renflement de la crote martienne, mais ces dimensions sont plus petites que celles de Tharsis (1700 km sur 2400 km d'envergure pour 4 5 km de haut). Le volcan le plus imposant de cette rgion est Elysium Mons. Il culmine 10 km au-dessus des plaines d'Elysium, et son diamtre atteint 170 km. Sa caldeira mesure 14 km. C'est galement un volcan bouclier, avec des pentes assez faibles (4 5). Mais Elysium Mons ne s'est sans doute pas construit uniquement partir de coules basaltiques.

La plaine d'Elysium.

La plaine d'Elysium.


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Origine du volcanisme

L'origine du dme de Tharsis et de la province d'Elysium demeure inconnue. Certains chercheurs pensent cependant que ces deux normes bombements de la crote se sont forms en raction des impacts mtoritiques. L'impact d'un astrode avec la surface d'une plante donne naissance des ondes de chocs d'une puissance titanesque. A partir de l'picentre, ces dernires se propagent dans toutes les directions, avant de converger vers un point situ aux antipodes de l'impact. La rgion o les ondes vont ressortir va subir des bouleversements gologiques considrables. Or il suffit de faire tourner entre ses mains un globe de Mars pour se rendre compte que Tharsis est situ l'oppos du bassin d'impact d'Hellas, et que la province d'Elysium se trouve aux antipodes du bassin d'Argyre. Il convient bien sr de ne pas tirer de conclusions htives de ces simples observations, mais on ne peut s'empcher de penser que ces deux formations remarquables de la surface martienne - bassin d'impact et bombement volcanique - sont lies. Les vagues de pression mises par les impacts d'Hellas ou d'Argyre ont parfaitement pu dclencher l'autre bout de la plante une activit volcanique dbride, qui a finalement conduit l'apparition des renflements de Tharsis ou d'Elysium.

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