Volcanisme martien

Les manifestations volcaniques martiennes au cours de son histoire géologique

Le développement des volcans martiens se déroule en trois actes :

• 1er acte : - 4 milliards d'années - Début du volcanisme qualifié d'intense et d'explosif, le volcanisme sur Mars a débuté lors du bombardement primitif de sa surface par de grosses météorites. Emergence de quatre grands volcans : Peneus, Amphitrites, Hadriaca, Tyrrhena avec des éruptions de type explosif, accompagnées d'un intense dégazage de vapeur d'eau qui a constitué de véritables permafrost volcaniques.

           

• 2ème acte : - 3 milliards d'années - Un volcanisme centralisé avec des immenses épanchements de lave, après cette première période d'intense activité, le déclin de la production de chaleur à l'intérieur de Mars fait basculer le régime volcanique de la planète dans une phase que l'on pourrait qualifier de centralisée, de régionale. Seules quelques cellules de convection ont continué d'assurer le transfert de la chaleur des profondeurs vers la surface maintenant une activité volcanique dans deux régions distinctes : Tharsis et Elysium. A la même époque se constitue, au Nord, l'immense "soucoupe de laves" d'Alba Patera (latin). Ces couches de lave sont très étendues, de 300 à 450 km de la caldeira (cratère). Celles-ci proviennent d'un nuage de cendre craché par le volcan à 200 km d'altitude qui, poussé par des vents violents s'épanouit en une forme d'ombrelle avant de retomber sur les flancs environnants.

• 3ème acte : - 700 millions d'années - Naissance de quatre volcans géants (Arsia Mons, Pavonis Mons, Ascraeus Mons et Olympus Mons) qui sont de taille comparable, culminant chacun à 27 000 mètres d'altitude (3 fois l'altitude de l'Everest) et distant de centaines de km les uns par rapport aux autres. Ces volcans sont relativement jeunes, les dernières coulées de lave d'Olympus Mons sont estimées à 30 millions d'années. La taille gigantesque de ces volcans s'explique par l'existence de courants de convection permanents à des points précis que l'on appelle des points chauds (hot spot). Sur Mars, les volcans ont profité de l'immobilité de la croûte pour rester à l'aplomb des points chauds. A noter, l'absence de phénomène de dérive des plaques sur Mars donc pas de volcanisme lié à la tectonique des plaques (grande différence par rapport au volcanisme terrestre).

En résumé, la chaleur interne de Mars s'évacue par des mécanismes de conduction (98%), le reste se réalisant par le mode de la convection (2%).

Les paysages volcaniques martiens

             
Les volcans géants

Les volcans martiens culminent en moyenne à 20 000 mètres au dessus d'un plateau qui est lui même surélevé. Ils atteignent en moyenne 27 000 mètres soit trois fois l'altitude de l'Everest. Ces volcans ne sont pas recouverts de neiges persistantes car l'atmosphère de Mars est trop fine. Sa pression atmosphérique est de 6 hectopascals...Les diamètres des volcans martiens (Olympus Mons, Arsia Mons, Pavonis Mons et Ascraeus Mons) sont en rapport avec leur hauteur : des diamètres de 500 km à leur base et au moins 700 km si l'on inclut les coulées de lave périphériques. Les coulées de basalte d'Olympus Mons recouvriraient la France entière.

De plus, ces volcans martiens sont relativement jeunes : les dernières éruptions d'Olympus Mons et d'Ascraeus Mons remontent à un passé très récent, autour de 100 millions d'années, soit 2% de l'âge de la planète.

Les "patera" (latin les soucoupes)

Les "patera" sont des structures volcaniques très particulières. Elles s'apparentent à  des immenses lentilles de lave très étendues, aux flancs ravinés et criblés d'impacts qui remontent aux premières époques du volcanisme martien. Ces formations volcaniques sont très anciennes, autour de 3 milliards d'années.

La plus importante des "patera" s'appelle Alba patera située vers 50° de latitude Nord. Sa lentille de lave s'étend sur plus de 1500 km et culmine à 3000 m d'altitude. Sa région centrale est large de 500 km, délimitée par un complexe de failles très développé et effondré en son centre en deux caldeiras enchevêtrées.

Pour la petite histoire, il faudrait trois mois de marche pour traverser Alba patera à un rythme de 20 km par jour sur un terrain chaotique. Si les pentes sont douces, le parcours est constamment interrompu par des coulées de lave, par des crêtes de plusieurs dizaines de mètres de haut et par des fractures colossales, de 20 km de large sur plusieurs centaines de km de long.

Les anciennes plaines volcaniques

Les plaines volcaniques de Mars ont été formées par des épanchements de magma profonds et primaires. Ces coulées ont inondé des surfaces considérables en couches de lave très fluides, crachées à grand débit par des fissures. C'est un volcanisme de plaine comparable aux mers lunaires ou aux trapps terrestres.
Sur Mars, ces plaines se situent :
            - aux mêmes emplacements que les volcans boucliers (qu'elles ont précédé)
            - dans de vastes bassins (bassin d'Hellas)
            - dans les immenses plaines du Nord (plaine Utopia)
En tout, ces plaines couvrent plus de 60% de la surface de Mars (Hémisphère Nord : 80% / Hémisphère Sud : 35%).        voir Illustrations Répartition des reliefs sur Mars
Ces plaines volcaniques sont des plaines d'érosion, brisées en morceaux. Elles sont très anciennes (3 milliards d'années) et l'érosion a transformé cette surface unie à l'origine en un champs de rocailles désagrégé avec des blocs aux arrêtes vives. Entre ces blocs, s'étend un sol rouge, friable.