Mars

Géologie de Mars

Mars est une planète extrêmement intéressante du point de vue géologique. L'aspect le plus marquant de la géologie martienne est probablement la forte dissymétrie morphologique et topographique qui existe entre l'hémisphère sud et l'hémisphère nord.

Dans la région australe (hémisphère sud), on trouve effectivement des terres très cratérisées (et donc très vieilles), qui se situent plusieurs kilomètres au-dessus du niveau de référence. Au contraire, l'hémisphère nord est caractérisé par des plaines mornes et jeunes, qui s'étendent quelques kilomètres en dessous du niveau de référence. La planète Mars est donc divisée en deux moitiés bien distinctes. La frontière qui sépare les jeunes plaines du nord des vieux plateaux du sud ne correspond cependant pas à l'équateur. La limite est un grand cercle, incliné de 35° par rapport à l'équateur martien. Dans chaque hémisphère, il existe donc des exceptions à ces différences. Dans l'hémisphère nord, les exceptions à la topographie basse sont constituées par la province volcanique d'Elysium, ainsi que par une bonne partie du dôme de Tharsis. Dans l'hémisphère austral, les principales exceptions à 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 unités se trouve un escarpement très important, où la dénivellation se chiffre parfois en kilomètres.

En moyenne, les hauts plateaux de l'hémisphère sud surplombent de cinq kilomètres les basses plaines de l'hémisphère nord. Il existe donc une pente marquée entre le sud et le nord qui a considérablement influencé la circulation globale de l'eau. Les basses plaines de l'hémisphère nord occupent 1/3 de la surface de Mars et forment un bassin collecteur géant à l'échelle de la planète. Elles ont joué un rôle non négligeable 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 planète Mars.

Planisphère de Mars.

Planisphère de Mars.


La dichotomie martienne est l'un des mystères les plus fascinants de la planète rouge, et sa nature, son origine et son age font encore l'objet de féroces débats scientifiques. Nous savons seulement que la croûte martienne est bien plus fine au niveau de l'hémisphère nord (35 kilomètres) que sous l'hémisphère sud (80 kilomètres). Certains chercheurs pensent que la dichotomie tire son origine de processus géologiques internes, dont la nature reste inconnue. Pour d'autres, elle est due à un impact météoritique catastrophique, comme semble l'attester la forme approximativement circulaire du grand escarpement qui sépare le nord du sud. Au cours de son histoire, la planète Mars serait rentrée en collision avec un astéroïde gigantesque, dont le diamètre devait avoisiner les 1000 km.

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Les terrains anciens

L'hémisphère sud est très vieux, et ses hauts plateaux sont couverts par d'innombrables cratères d'impact, formés lors du bombardement météoritique qui a débuté il y a 4,55 milliards d'années et qui a duré 700 millions d'années (en fait les terrains cratérisés occupent non seulement une bonne partie de l'hémisphère sud mais aussi une vaste région qui s'étend vers le nord). Ces terrains fortement cratérisés représentent 60 % de la surface martienne. L'hémisphère sud possède aussi des bassins, qui proviennent de l'impact de corps de grandes tailles (supérieure à 100 km) avec le sol martien. On trouve par exemple le bassin d'Argyre qui mesure 600 km de diamètre. Il faut aussi citer l'énorme bassin d'impact d'Hellas dont le fond (situé à -9 km du niveau moyen de la planète) en fait le point le plus bas de Mars.

Depuis 1999, un niveau 0 pour les altitudes a été défini sur Mars grâce aux résultats de l'expérience d'altimétrie laser MOLA embarquée sur la sonde Mars Global Surveyor (MGS). Une cartographie complète des altitudes sur Mars a ainsi été réalisée et le niveau 0 a alors pu être fixé à l'altitude moyenne du relief martien située, à 3 393 kilomètres du centre de la planète. Avant MGS, en l'absence de niveau de la mer, le niveau 0 pour les altitudes avait été fixé de façon arbitraire : c'était l'altitude ayant une pression atmosphérique moyenne de 615 pascals (pression du point triple de l'eau, à 273,16 K). Mais, du fait des grandes variations cycliques de pression sur la planète au cours d'une année martienne (jusqu'à 30 % de pression en moins lorsque c'est l'hiver au pôle Sud par condensation du dioxyde de carbone - constituant 95 % de l'atmosphère - sous forme de glace sur la calotte polaire Sud), ce système s'est révélé peu pratique pour déterminer les altitudes réelles.

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Les terrains jeunes et les volcans

Par contre, la majeure partie de l'hémisphère nord (ainsi que les vastes étendues volcaniques de Tharsis et d'Elysium) présente des terrains lisses qui sont beaucoup plus jeunes. On y trouve de nombreux volcans, tous éteints. La planète Mars a vraisemblablement connu une intense activité volcanique dans son lointain passé, même si cette activité semble avoir cessé actuellement. Les volcans sont concentrés dans deux régions, le dôme de Tharsis à l'ouest et Elysium Planitia à l'est.

Le dôme de Tharsis

La région de Tharsis est un vaste plateau de 5500 km de diamètre et d'une hauteur de 6 à 10 kilomètres, qui porte sur son dos les édifices volcaniques les plus importants de la planète Mars. Cet énorme renflement de la surface martienne comprimerait la croûte sous 400 bars de pression. L'activité volcanique du dôme de Tharsis pourrait avoir commencé il y a 3 milliards d'années et s'être prolongée dans le temps pour s'achever finalement vers 800 millions d'années, très récemment donc d'un point de vue géologique. C'est une région qui se caractérise par une bonne corrélation entre la topographie et la gravimétrie. La compensation isostatique semble ici assez bonne, et l'importante masse des volcans serait compensée en profondeur par une croûte dont l'épaisseur pourrait atteindre 130 kilomètres (des travaux récents remettent cependant en question l'ampleur de la compensation isostatique, qui serait faible voire nulle).

Les principaux édifices du dôme de Tharsis sont des volcans boucliers. Ils sont ainsi nommés parce qu'ils ressemblent effectivement à un bouclier. Caractérisés par une pente faiblement inclinée (moins de 5°), ils sont formés de la superposition d'un grand nombre de coulées. En cela, ils sont semblables aux volcans des îles Hawaï, au Piton de la Fournaise de l'île de la Réunion, aux volcans des îles Galápagos, ou encore ceux d'Afrique ou d'Islande. Leur sommet est également marqué par une caldeira, gigantesque affaissement circulaire formé généralement lors du retrait brutal du magma de la cheminée, à la suite d'une éruption importante ou de l'ouverture de fissures latérales qui vont provoquer la vidange de la chambre magmatique. Dans le cas de volcans caractérisés par des éruptions explosives, le sommet de l'édifice peut être proprement décapité, l'explosion laissant derrière elle une dépression que l'on peut aussi qualifier de caldeira. Le dôme de Tharsis est surmonté par trois énormes volcans boucliers alignés le long d'une fracture de la croûte superficielle de direction nord-est sud-ouest et séparé de 700 km les uns des autres : Ascraeus Mons (18 200 mètres de haut), Pavonis Mons (14 120 mètres de haut) et Arsia Mons (17 400 mètres de haut). Cette direction est essentielle pour comprendre les événements qui ont affecté la région de Tharsis. Les coulées de lave elles-mêmes se sont progressivement concentrées le long de fractures orientées dans la direction nord-est sud-ouest.

Carte montrant le dôme de Tharsis.

Carte montrant le dôme 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 géants du dôme de Tharsis battent déjà pas mal de record, mais avec Olympus Mons, on atteint le sommet! Le plus célèbre des volcans martiens est situé sur la bordure nord-ouest du dôme de Tharsis, à 1600 km des trois volcans précédents. Gigantesque volcan bouclier de 26 km de hauteur et d'un diamètre de 600 km, sa superficie atteint 500 000 km2. L'édifice volcanique et ses multiples coulées pourraient donc recouvrir la France entière !

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 (îles Hawaï) ne mesure que 9 km de haut (depuis le fond du plancher océanique) pour 100 km de diamètre (la plus grande partie du volcan est en fait immergé, et seul dépasse 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 à l'intérieur du volume du géant martien. Olympus Mons possède une surface bosselée, caractérisée 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 à une pente plus marquée de 10°, voire plus. Cet aspect bosselé se rencontre aussi sur les volcans terrestres, comme ceux des îles Hawaï. Les volcans hawaïens voient leur masse augmenter, coulée après coulée. A un moment, la masse de l'édifice est trop importante et la périphérie glisse soudain vers le bas, le long de failles d'effondrement qui ceinturent l'édifice. La pente est alors marquée d'un important escarpement. Mais les changements de pentes d'Olympus ne ressemblent pas parfaitement à ceux qui marquent les flancs des volcans terrestres. Il se pourrait que les différentes "jupes" qui entourent le volcan soient non pas entraînées vers le bas par leur propre poids, mais soient au contraire poussées vers le haut par le bombement du volcan. Dans ce cas, les failles qui marquent les ruptures de pentes sont bien différentes. Dans le cas ou toute une partie du volcan glisse vers le bas sous son propre poids, les terrains sont soumis à une extension, un étirement, et les failles qui apparaissent sont qualifiées de normales. Si, au contraire, une partie des flancs est poussée 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 à envier aux dimensions de l'édifice qui la porte. Son diamètre est de 65 x 80 km et sa profondeur de 2 à 3 km (à comparer aux 5 kilomètres de la caldeira du Kilauea). Au fond, le plancher de la caldeira est marqué par une surface plutôt plate, marqué ci et la par des rides de compression qui se sont formés 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 solidifié. La caldeira est complexe et atteste d'une histoire mouvementée. Le premier effondrement a abaissé la surface d'un kilomètre. Il a laissé des failles d'extension circulaires tout autour de la caldeira, alors que le centre a été le siège d'une intense compression, sous l'effet du tassement de la masse effondrée. Un deuxième effondrement est ensuite intervenu, suivi par quatre autres ! Encore une fois, on retrouve ces caldeiras complexes, constituées de formes circulaires emboîtées les unes dans les autres, sur les volcans terrestres.

La base du volcan est soulignée par un formidable escarpement. Au niveau de la face nord, des falaises abruptes dominent des plaines qui s'étendent 6 kilomètres en contrebas. Les reliefs sont aussi bien marqués au sud-est, avec des à pic de 2 à 3 kilomètres. Ailleurs, la falaise semble disparaître et le volcan rejoint calmement les plaines environnantes. Cet escarpement provient peut être d'un effondrement de la périphérie du volcan sur son propre poids. On imagine le cataclysme qui a du alors se produire ! Olympus Mons est également entouré par une formidable auréole d'un terrain découpé en losanges et qui s'étend jusqu'à des centaines de kilomètres de la base du volcan. Cette auréole est peut être justement le résultat du glissement de terrain qui est à l'origine de la formation du piédestal qui ceinture Olympus Mons.

L'Olympus Mons photographié par la sonde Viking 1.

L'Olympus Mons photographié par la sonde Viking 1.


Les fractures visibles à la surface d'Olympus Mons peuvent être utilisés pour tenter de situer la chambre magmatique du volcan et définir sa taille. La chambre magmatique serait aussi grosse que la caldeira (80 km) et serait située 10 ou 15 km en dessous du sommet, soit bien au-dessus des plaines environnantes. Une chambre magmatique perchée et énorme, voila quel pourrait être le moteur d'Olympus Mons. Aujourd'hui, son contenu est sans doute complètement solidifié en basalte. Mais lorsqu'elle était en activité, remplie d'un liquide magmatique chaud qui ne demandait qu'à sortir pour aller grossir le volcan, elle a laissé des marques que l'on peut encore observer aujourd'hui. Une chambre magmatique en activité n'est pas sans effet sur les parois d'un volcan. Lorsqu'elle se remplit, elle exerce une pression considérable sur les roches qui l'entourent (l'encaissant), et celles ci finissent par présenter des failles de compression. Au contraire, lorsqu'elle se décharge, la pression disparaît et les parois reprennent leur place avec l'ouverture de failles de distension (extension).

Les laves émisent par Olympus Mons sont sans doute basaltiques. Seuls des laves très fluides, pauvres en silice et riches en minéraux ferromagnésiens (olivine, pyroxène) peuvent s'écouler sur des pentes très faibles et constituer des coulées longues parfois de plusieurs centaines de kilomètres (à condition toutefois de ne pas refroidir trop vite, en cheminant sous des tunnels par exemple).

Les volcans du dôme de Tharsis sont plutôt jeunes. Déterminer leur âge n'est pas chose facile, mais on peut avancer un âge de 700 millions d'années pour Arsia Mons, 300 millions d'années pour Pavonis, entre 100 et 20 millions d'années pour Ascraeus. Certaines coulées du géant Olympus seraient très jeunes, 30 millions d'années, une durée très courte pour les temps géologiques. Olympus Mons pourrait donc bien être le plus jeune des volcans martiens.

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La plaine d'Elysium

La région d'Elysium constitue la deuxième province volcanique importante de la planète Mars, après celle du dôme de Tharsis. Elle est aussi centrée sur un renflement de la croûte martienne, mais ces dimensions sont plus petites que celles de Tharsis (1700 km sur 2400 km d'envergure pour 4 à 5 km de haut). Le volcan le plus imposant de cette région est Elysium Mons. Il culmine à 10 km au-dessus des plaines d'Elysium, et son diamètre atteint 170 km. Sa caldeira mesure 14 km. C'est également un volcan bouclier, avec des pentes assez faibles (4 à 5°). Mais Elysium Mons ne s'est sans doute pas construit uniquement à partir de coulées basaltiques.

La plaine d'Elysium.

La plaine d'Elysium.


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Origine du volcanisme

L'origine du dôme de Tharsis et de la province d'Elysium demeure inconnue. Certains chercheurs pensent cependant que ces deux énormes bombements de la croûte se sont formés en réaction à des impacts météoritiques. L'impact d'un astéroïde avec la surface d'une planète donne naissance à des ondes de chocs d'une puissance titanesque. A partir de l'épicentre, ces dernières se propagent dans toutes les directions, avant de converger vers un point situé aux antipodes de l'impact. La région oû les ondes vont ressortir va subir des bouleversements géologiques considérables. Or il suffit de faire tourner entre ses mains un globe de Mars pour se rendre compte que Tharsis est situé à l'opposé du bassin d'impact d'Hellas, et que la province d'Elysium se trouve aux antipodes du bassin d'Argyre. Il convient bien sûr de ne pas tirer de conclusions hâtives de ces simples observations, mais on ne peut s'empêcher de penser que ces deux formations remarquables de la surface martienne - bassin d'impact et bombement volcanique - sont liées. Les vagues de pression émises par les impacts d'Hellas ou d'Argyre ont parfaitement pu déclencher à l'autre bout de la planéte une activité volcanique débridée, qui a finalement conduit à l'apparition des renflements de Tharsis ou d'Elysium.

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