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GEOLOGIE DE MARS

Représentation globale de la surface

Carte topographique de MarsCarte topographique de Mars. Plus la couleur va vers le bleu plus c'est bas et inversement, plus la couleur va vers le rouge et plus c'est haut - Carte Nasa. Agrandir

 

La surface martienne est essentiellement divisée en 2 grandes parties : une jeune (dans l’hémisphère Nord et une plus âgée dans l’hémisphère Sud). La surface jeune est relativement plane et basse par rapport à l’altitude 0 km. En géologie planétaire, la datation des régions se fait en fonction des cratères présents. Moins une surface est cratérisée et plus jeune est-elle. Toute la surface de la planète a été partout bombardée de la même façon par les météorites. Dans certaines régions, les laves crachées par les volcans ont recouvert les cratères, créant ainsi une nouvelle surface.

L'hémisphère Nord

L’hémisphère Nord est caractéristique à plus d’un point. Le premier est qu’il renferme 2 grandes régions volcaniques (Elysium Planitia et le Dôme de Tharsis). Ces régions ont fait couler des flots de lave il y a environ 2,5 milliards d’années remodelant une grande partie de la région. Olympus Mons pourrait même avoir sévi il y a 800 millions d’années « seulement ».

 

Iles martiennesUne des nombreuses preuves que l'eau a coulé sur Mars avec ces sortes d'îles qui ont été creusées dans la croûte martienne par l'eau - Photo Nasa. Agrandir

 

L’autre caractéristique est la topographie. L’altitude moyenne de l’hémisphère Nord est de 3 km sous le rayon moyen (3 389 km). Au-dessus de 50°N, le relief y est très plat sur des centaines de km. Les régions Boreales et Acidalia Planitia auraient pu être le siège d’un océan d’eau liquide dont la profondeur est estimée de 100 à 1 000 m. Si océan il y a eu, les géologues estiment que le débit aurait été 800 fois supérieur à celui de l’Amazone sur Terre. La sonde Mars Global Surveyor semble corroborer cette hypothèse car des traces de rivages d’un ancien océan ont été observées.

 

Description des quelques régions de l’hémisphère Nord

La calotte polaire Nord, en partie enterrée, est large de 1 200 km et épaisse de 3 km, ce qui représente environ 1,2 millions km³, soit ½ du Groenland ou 4 % du volume de l’antarctique. Elle est lisse et coupée par des canyons de 1 km de profondeur. La glace qui la recouvre aurait une épaisseur d’environ 1 km.

 

Tharsis est une bosse de 6 000 km de diamètre pour 11 km de haut. Une forte anomalie de gravité y a été décelée. Sa masse comprime l’écorce à 400 bars de pression. Le pic de pression se trouve sous Olympus Mons avec 1 700 bars. En fait, Tharsis se prolonge dans l’hémisphère Sud avec son volcan Arsia Mons.

 

Ares Vallis (site d’atterrissage de Mars-Pathfinder) fait 150 km de long pour 25 km de large et plusieurs m de profondeur. Si écoulement d’eau il y a eu, celui-ci ressemblait plus à un déluge datant d’il y a 3 à 3,5 milliards d’années. Environ 0,5 à 1 milliard d’années plus tard, elle a été recouverte en eau par Tiu Vallis. Les chenaux d’Ares et Tiu Vallis ont été créés par la vidange soudaine des réservoirs souterrains. Il semblerait que ce soit l’activité volcanique qui ait réchauffé le sous-sol d’Iani Chaos et d’Hydaspis Chaos, situés au nord de Valles Marineris. De nombreuses crues se sont produites aussi vers le sud du canyon. Les eaux, prisonnières au fond des lacs par la glace, auraient été libérées par des séismes créant des déluges d’eau et de boue.

 

La faille de Memnomia Fossae est due à l’activité volcanique et tectonique du dôme de Tharsis.

 

Cydonia Planitia est le siège d’une formation étrange. Une colline de 1 500 m de long et quelques dizaines de mètres de haut prise sous un certain angle donne l’impression qu’un visage a été sculpté.

L'hémisphère Sud

L’hémisphère Sud est fondamentalement différent de l’hémisphère Nord. Il n’a pas beaucoup de plaines et ne possède pas de volcans hormis Arsia Mons qui est à la limite de l’équateur. Il est essentiellement marqué par de grands bassins criblés d’impacts météoritiques datés du premier milliard d’années et du plus long canyon du système solaire (aussi grand que la diagonale des Etats-Unis) Valles Marineris. Depuis 3,5 milliards d’années, les 2/3 de cet hémisphère n’ont pas changés. L’altitude moyenne est située entre 3 et 6 km au-dessus du rayon moyen excepté quelques terrains de la région d’Hellas qui sont entre 7 et 8 km sous le niveau moyen.

 

Description des quelques régions de l’hémisphère Sud

Valles MarinerisValles Marineris, le plus grand canyon du système solaire, plus de 4 000 km de long et par endroit avec des falaises de 10 km de haut - Photo Nasa. Agrandir

 

Valles Marineris : canyon de 5 000 km de long pour 120 km de large et jusqu’à 6 km de profondeur. Il s’étend entre 30° et 110° ouest juste en-dessous de l’équateur. Son extrémité occidentale est une région striée de fossés d’effondrement, Noctis Labyrinthus. Sa partie principale consiste en plusieurs canyons parallèles aux bords escarpés. A l’est, elle s’achève par des terrains chaotiques, Capri Chasma. On pense que cet immense système de failles s’est formé à la suite du soulèvement de la région volcanique Tharsis.

 

Les terrains du pôle Sud présentent de nombreuses couches de roches sans doute constituées de CO² gelé, de glace et de fines poussières. Les structures y sont très complexes. Elles résultent probablement de la combinaison de phénomènes tels que la sublimation, l’érosion éolienne et les effondrements des terrains. On suppose que les couches de roches contiennent des informations sur les variations climatiques des 100 derniers millions d’années. En effet, le climat influence la composition et l’épaisseur d’une couche. La calotte polaire Sud renfermerait l’histoire récente de la planète.

Le volcanisme

Plateau de TharsisLa carte topographique de la région Tharsis. Sur la gauche, Olympus Mons et sur la droite, de haut en bas, on retrouve Ascraeus Mons, Pavonis Mons et Arsia Mons - Photo Nasa. Agrandir

 

Mars, tout comme la Terre et Vénus, est une planète qui a connu un volcanisme. Mais contrairement à la Terre et Vénus où le volcanisme est présent sur pratiquement toute la surface, celui de Mars n’est pas réparti de façon homogène. Pratiquement tous les volcans sont situés dans l’hémisphère nord et principalement sur ce que l’on appelle le plateau de Tharsis:

 

 

Formation des volcans

Une poussée de magma a crevé la croûte et a provoqué des coulées de lave. La liquidité de la lave et la faible gravité martienne ont permis des coulées très longues, de l’ordre de plusieurs centaines de km. Ce qui explique que les volcans sont très larges et relativement plats. Les pentes n’excèdent pas les 5°.

Composition des roches

En 1976, lorsque les sondes américaines Viking se sont posées sur la surface martienne, l’un des objectifs était l’étude de la composition chimique de la surface de la planète. Celle-ci est constituée de:

L’oxygène représente 50 % de la masse du sol martien, car tous ces éléments sont présents sous forme d’oxydes, sauf le chlore. Le soufre y est 100 fois plus abondant que sur Terre. La poussière en contient 2,5 à 3 %, tandis que la roche en contient de 0,1 à 0,2 %.

 

Le sol possède des propriétés magnétiques (1 à 7 % de minéral hautement magnétique, la maghémite), ce qui lui donne l’aspect de sable mouillé alors qu’il est sec. La maghémite est produite par l’oxydation d’un matériau issu du basalte, ce qui lui donne l’aspect rouille. L’oxydation des roches est probablement due à un écoulement d’eau sur les roches riches en fer. Une fois l’eau disparue, il ne restait plus que le dépôt d’oxydation, qui s’est ensuite éparpillé sur toute la planète. Et c’est cette oxydation qui donne également cette couleur si particulière à l’atmosphère martienne.

Sources