La géologie de Mars

L'histoire géologique de Mars

La surface de la planète Mars est marquée par une géologie différente d'un hémisphère à l'autre. Alors que le nord est caractérisé par de vastes plaines peu cratérisées, l'hémisphère sud est constitué de hautes terres très cratérisées. Entre les deux, on retrouve deux régions volcaniques.

Chacun de ses terrains se rapporte à une époque dans l'histoire de la géologie martienne bien précise.

  • Le Noachien, qui s'étend de 4,6 milliards d'années jusqu'il y a 3,7 milliards d'années, correspond aux premiers âges de la planète, période où le bombardement de météorites était le plus intense, notamment entre 4,1 et 3,8 milliards d'années lors du Grand Bombardement Tardif. Aujourd'hui, seul l'hémisphère Sud garde encore des traces de cette époque. Les scientifiques pensent que c'était sur cette même période que Mars réunissait le plus les conditions à l'apparition de la vie. On pense qu'à cette époque, Mars était protégée par une atmosphère suffisamment importante que pour permettre l'écoulement de l'eau liquide à la surface. A la fin du Noachien, plusieurs évènements vont avoir un impact sur l'évolution de la planète Mars. La fin de cette époque est marquée par le début d'une intense activité volcanique, notamment dans la région du plateau de Tharsis. Mars, petite planète, ne peut conserver durablement la chaleur emmagasinée pendant sa formation. Son coeur se refroidit et avec lui, disparait le champ magnétique protecteur des agressions cosmiques. L'atmosphère martienne est soufflée par le vent solaire provoquant une chute des températures et une baisse de la pression atmosphérique. Mars s'assèche et devient le désert aride que l'on connaît aujourd'hui.
  • L'Hespérien commence là où s'achève le Noachien et va durer 500 millions d'années. Cette époque est marquée essentiellement par un épisode d'activité volcanique majeur.
  • L'Amazonien est la dernière époque des temps géologiques martiens et perdure encore aujourd'hui.
Topographie de Mars
Carte topographique de Mars réalisée à partir des données récoltées par Mars Global Surveyor - Photo NASA/RS/MOLA Team (Agrandir)

L'hémisphère Nord

L'hémisphère Nord est essentiellement marqué par une vaste étendue désolée baptisée Vastitas Borealis s'étendant sur environ 4 300 km. L'altitude moyenne de la région est de trois km sous le niveau de référence martien. Les géologues pensent qu'elle aurait pu être le lit d'un océan d'eau liquide aujourd'hui disparu. Elle recouvre les plaines d'Arcadia, d'Amazonis, d'Acidalia et d'Utopia.

Coincé entre Arcadia Planitia et Acidalia Planitia, on trouve le plus imposant système volcanique qu'abrite la planète Mars. Le Dôme de Tharsis est constitué de plusieurs volcans dont Olympus Mons, le plus grand répertorié dans le système solaire. L'activité volcanique aurait décliné au début de l'époque de l'Amazonien jusqu'à l'extinction il y a 800 millions d'années environ. Tharsis se prolonge dans l'hémisphère Sud avec son volcan Arsia Mons.

De tous les volcans, Olympus Mons est le plus grand. D'un diamètre de 600 km et d'une hauteur de 27 km, rien n'est comparable à Olympus Mons. Il est entouré d'un escarpement qui atteint par endroit 6 km de haut. Sa caldeira mesure environ 90 km de diamètre. Il se serait formé voici 2,5 milliards d'années et serait resté en activité un peu moins de 2 milliards d'années.

Olympus Mons
Reconstitution en 3D du volcan Olympus Mons et colorisée à partir des données MOLA de la sonde Mars Global Surveyor - Photo NASA/RS/MOLA Team/P. Volvert (Agrandir)

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.

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.

Valles Marineris

Canyon de 4 800 km de long pour 320 km de large et jusqu'à 7 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.

Valles Marineris
Valles Marineris cartographiée par l'intrument infrarouge THEMIS de la sonde 2001 Mars Odyssey - Photo NASA/JPL-Caltech/Arizona State University (Agrandir)

Le volcanisme de Mars

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:

  • Olympus Mons: 27 km de haut pour 600 km de diamètre. Il est entouré d'un escarpement qui atteint par endroit 6 km de haut. Sa caldeira mesure environ 90 km de diamètre. Il se serait formé voici 2,5 milliards d'années;
  • Arsia Mons: 17 km de haut pour 350 km de diamètre;
  • Ascraeus Mons: 17 km de haut pour 250 km de diamètre;
  • Pavonis Mons: 14 km de haut pour près de 300 km de diamètre.
Plateau Tharsis
Le plateau de Tharsis réalisé à partir des données altimétriques de la sonde Mars Global Surveyor - Photo NASA (Agrandir)

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 silicium (20,9 %), de fer (12,7 %), de magnésium (5 %), de calcium (4 %), d'aluminium (3 %), de chlore (0,7 %) et de titane (0,5 %).

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

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