Volcanologie

Un petit volcan dans Tempe Terra

• Date : 22 août 1998, peu avant le début de l'orbite n° 507 (06:57 AM PDT).
• Position : 36,2° N pour 85,1° W.
• Résolution : 4 mètres/pixel.

L'image A montre la région de Tempe-Mareotis Fossae, dans Tempe Terra. Le rectangle blanc indique la zone couverte par l'image B. Le volcan photographié par la caméra haute résolution de Mars Global Surveyor est presque au centre du rectangle. On remarque des séries d'entailles (ou de fossés, d'ou le nom de la région) qui traversent la région en diagonale, du coin supérieur droit au coin inférieur gauche. Ce sont en fait des horst et des graben qui sont apparus suite à une importante extension de la croûte martienne (celle ci s'est alors fortement fracturé). On nomme graben les compartiments abaissés de cette structure tectonique (fossé d'effondrement) et horst les endroits surélevés. Les failles de la région de Tempe-Mareotis Fossae sont situées de manière radiale par rapport à l'énorme dôme de Tharsis. Le dôme de Tharsis est un important soulèvement de la croûte martienne entouré de failles et qui supporte de nombreux volcans. Les trois plus importants volcans du dôme, Arsia, Pavonis et Ascraeus, sont d'ailleurs orientés dans la même direction que les failles de Tempe-Mareotis Fossae.

L'image B, prise par un orbiter Viking en 1978, montre une vue agrandie de la région de Tempe-Mareotis Fossae, et le rectangle blanc indique de manière plus précise la zone observée par Mars Global Surveyor.

Mars est connue pour ces volcans géants, que ce soit ceux de la région de Tharsis dont nous venons de parler ou ceux moins célébres de la province d'Elysium. Mais on trouve aussi sur la planète rouge des volcans très petits, comme celui présent sur l'image C. Outre un cratère d'impact parfaitement circulaire, on note surtout un volcan dont la dépression sommitale (ou caldera) est fortement allongée. La caldera mesure seulement 2 kilomètres de long et 150 mètres de profondeur, ce qui fait de ce volcan l'un des plus petits de Mars. Les petites crêtes régulièrement espacées situées dans l'ombre au fond de la caldera sont des dépôts de matériaux apportés par le vent (sable, cendres volcaniques remaniés).

Ce volcan est similaire en taille et en forme à des petits volcans basaltiques terrestres, comme ceux que l'on trouve aux Etats Unis, à Hawaii ou en Islande. Malgré tout, il ne présente pas les caractéristiques que l'on trouve habituellement au niveau des volcans de taille comparable sur Terre. On n'observe par exemple aucunes traces nettes d'écoulement de lave. La surface qui entoure le volcan à une apparence rugueuse, un peu comme du papier de verre. Cet aspect rugueux n'a rien à voir avec le volcanisme. Il est du à la présence, sur les anciennes coulées de lave, d'une épaisse couche de régolite érodé. Une personne qui souhaiterait vers le tour de ce petit volcan aurait bien du mal à se déplacer ! Mais le spectacle n'en voudrait-il pas la peine ?

A

B

C
Malin Space Science Systems/NASA

Coulées de lave sur les pentes du Volcan Ascraeus Mons.

• Date : 28 avril 1998, après le début de l'orbite n° 267 (04:23 AM, UTC).
• Position : 11,5° N pour 103,5° W.
• Région couverte : 3,3 km x 3,3 km.
• Résolution : 4,1 mètres/pixel.

L'image A est une mosaïque du volcan Ascraeus Mons obtenue dans les années 1970 par les orbiter Viking. La flèche indique la région photographiée par la sonde Mars Global Surveyor. La région claire, effiloché et cotonneuse sur le flanc gauche du volcan est un nuage de poussière transporté par le vent. On peut observer l'ombre du nuage juste en dessous.

L'image à haute résolution B obtenue par la sonde Mars Global Surveyor montre une coulée de lave près du sommet du volcan Ascraeus Mons, l'un des trois énormes boucliers qui surmontent le dôme de Tharsis. Les volcans se forment lorsque le magma (qui provient d'une fusion partielle du manteau) arrive en surface et s'épanche pour constituer petit à petit un édifice. Ascraeus Mons est vraiment un géant, et c'est l'un des plus hauts volcans de Mars. Il mesure 400 km de diamètre, et son sommet surgit à plus de 11 km des plaines environnantes. Il domine de 23 km le site d'atterrissage de Pathfinder.

La zone photographiée par MGS se situe à une altitude de 20 km par rapport au site d'atterrissage de Pathfinder. On observe trois formations distinctes : un cratère d'impact au centre à droite, un chenal d'écoulement sinueux dans la partie supérieure de l'image et une surface rugueuse, avec des petites dépressions dans la partie inférieure.

Il est parfois difficile de distinguer sur Mars un cratère d'impact météoritique d'un cratère d'origine volcanique. Ici, le cratère visible à droite est sans doute un cratère d'impact. Son contour est surélevé et on observe des lignes d'ejecta (matériau éjecté lors de l'impact) disposées de manière radiale, tout autour du cratère. Le cratère mesure 600 mètres de diamètre, soit les 3/4 de la taille du Meteor Crater, dans l'Arizona.

Le chenal d'écoulement qui court sur la partie supérieure de l'image est très intéressant. Les géologues désignent ce genre de chenal sous le nom de sillon sinueux. Ils sont communs dans les grandes plaines volcaniques de la Lune (l'un des meilleurs exemples étant le sillon Hadley, qui a été étudié par la mission Apollo 15) et sur certains volcans ou plaines volcaniques terrestres. Ce sillon était en fait un ancien tube de lave, dont le plafond s'est effondré. L'aspect discontinu du sillon résulte de cet effondrement, qui a été inégal.

Les écoulements de lave fluide forment couramment des tunnels. La lave qui s'écoule à la périphérie se refroidit progressivement et finit par se solidifier, alors que celle qui coule au centre conserve sa chaleur et sa fluidité. Lorsque l'éruption tire à sa fin, la lave à l'intérieur du tunnel se refroidit elle aussi et se solidifie en se contractant.

La surface érodée visible dans la partie inférieure de l'image est formée de multiples coulées de lave qui se sont solidifiés. Le bord de la coulée forme des lobes et la totalité de la coulée est surélevée par rapport au terrain environnant, indiquant ainsi qu'elle a été la dernière à se répandre dans la région.

Un volcan bouclier tel que Ascraeus Mons donne naissance à des laves très fluides. Les laves qu'il émet sont comparables à celles de certains volcans terrestres, comme ceux d'Hawaii. Ces laves sont des basaltes, des roches volcaniques sombres qui contiennent des quantités importantes de fer et d'aluminium, sous la forme de silicates ferro-magnésiens. On distingue deux types de coulées, qui portent des noms hawaiiens. Les laves Aa donnent des coulées rugueuses, à surface scoriacée et déchiquetée, qui s'écoulent en surface (ces laves ne donnent normalement pas naissance à des tunnels).

Le nom Aa (prononcer Ah Ah) à une origine amusante. Il pourrait représenter le cri d'une personne marchant sur une coulée refroidie et solidifiée de ce type, la progression étant extrêmement difficile à cause de la surface rugueuse de la lave.

Au contraire, les laves Pahoehoe donnent naissance à des coulées à la surface très lisse, qui peuvent donner naissance à des tunnels.

La surface visible en bas de l'image s'apparente à des coulées de type Aa, alors que la surface lisse qui accompagne le sillon en haut de l'image peut s'interpréter comme une coulée de type pahoehoe. Cela indique que les laves rejetées par Ascraeus Mons sont sans doute basaltique.

A

B
Malin Space Science Systems/NASA