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Ils se trouvent dans la région de Tharsis qui représente un dôme de 10 000 m. Sur son flanc droit se trouve le canyon Valles Marineris qui s'étend sur 5000 km avec une profondeur moyenne de 6 à 7 000 m et une largeur variant de 100 à 600 km. Sur son flanc gauche s'élève Olympus Mons. |
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http://www.msss.com/mars_images/moc/7_19_99_fifthMars/14_tharsis/index.html grand format 500 ko: http://www.msss.com/mars_images/moc/7_19_99_fifthMars/14_tharsis/moc2_144_msss_2.jpg Appelés volcans-boucliers, ces formations sont de type effusif, car ils doivent à des coulées successives de lave, leur morphologie externe. La grande taille de ces volcans s'explique par l'épaisseur de la croûte martienne qui empêche la tectonique des plaques. Les modèles de structure interne prévoient une écorce de 50 à 60 km d'épaisseur moyenne avec par endroits 80 km et 8 km sous les grands bassins. Elle envelopperait un manteau riche en olivine et en oxyde de fer et au cœur, un noyau métallique de 1500 à 2000 km dont la température serait de 2000°C. Il serait constitué de sulfure de fer, moins dense que le métal pur. Mars est un monde sismique relativement calme. 2 secousses furent enregistrées pendant une année martienne: la première, de magnitude 7 sur l'échelle de Richter, le 22 novembre 1976 et l'autre de magnitude 3, le 3 janvier 1977. En restant toujours à la même place, les volcans se développent tant que la source magmatique est présente. Ayant tous la même altitude (27 km), il est possible que cela corresponde à la limite au-delà de laquelle, le magma ne peut plus monter. La source magmatique se situerait à 200 km de profondeur contre 60 km pour les volcans hawaïens qui ne montent pas si haut (9000 m depuis le fond océanique) et ont un diamètre de 120 km. Les volcans de Tharsis semblent relativement jeunes et leur activité paraît s'être étendue sur des milliards d'années. Les laves martiennes doivent être regardées comme moins abondantes que les laves terrestres. Elles apparaissent plus siliceuses que celles d'Hawaï. Pour une pente de 4% la proportion de silice serait de 50,5% et pour 8%, de 56%. Elles seraient similaires à la croûte terrestre.
Alba PateraSitué au nord du dôme Tharsis, ces 2 vues d'Alba Patera montrent les 2 faces d'un vieux volcan de 1500 km de diamètre. Il est entouré par un réseau de grandes failles qui prirent naissance lorsque le dôme se souleva de 10 000 m sur 6000 km. Les failles forment un réseau parallèle bordant des dépressions à fond plat d'une centaine de mètres de profondeur.
Arsia MonsLes 2 images ci-dessous nous montrent Arsia Mons avec ses 27000 m de hauteur et dont la caldeira mesure 120 km de diamètre. Les flancs sont recouverts par des coulées successives de lave qui se sont largement étalées dans les plaines. La caldeira est formée de cratères successifs formés par l'effondrement de leur plancher lors des éruptions.
Olympus Mons ex Nix OlympicaSitué à 1500 km et au NW des volcans de Tharsis, sa base fait environ 700 km de diamètre. Sa hauteur de 27000 m et sa caldeira de 90 km furent la grande surprise des premières photos de la planète Mars. Sur les 2 vues ci-dessous, un grand escarpement de 6000 m est visible au premier plan. Olympus Mons fut constitué lors des épanchements successifs. Les coulées successives ont par ailleurs laissé des traces spectaculaires. Sur son sommet, on distingue un complexe de caldeiras. Celui-ci correspond à un enchevêtrement de petits cratères volcaniques formés à la suite de véritables explosions qui se produisirent lorsque la pression, due aux remontées de laves, fut trop grande, et que les bouchons de laves, solidifiés lors de précédentes éruptions, furent projetés violemment à grande distance de la cheminée. Le plus grand cratère effondré mesure 25 km de diamètre pour une profondeur de 3000 m. |
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http://ltpwww.gsfc.nasa.gov/tharsis/volcano.html Les failles alentours dénotent d'une activité plus ancienne. Son âge semble relativement jeune, tout au moins les dernières coulées remonteraient à 100 millions d'années. Ses flancs présentent une structure radiale créée par les étroites rainures dans lesquelles la lave s'écoula pour constituer un champ volcanique assez semblable aux champs terrestres. Elles apparaissent parfois coupées, en raison d'un mouvement des terrains entre les coulées successives. L'étude des lacs de lave à Kilauea (Hawaï) par le vulcanologue anglais G. Hulne, a permis de dégager une relation entre le temps de refroidissement d'un flot de lave et l'épaisseur de la peau solide qui se forme à sa partie supérieure. La pesanteur martienne étant plus faible que celle de la Terre, la vitesse des coulées est plus basse, mais les champs de lave plus étendus. Par contre il est difficile d'apprécier la pente du terrain. Il est admis qu'elle se situe entre 4 et 8%. Le calcul mène à la conclusion qu'il y aurait une épaisseur de lave de 23 m pour 4% et 51 m pour 8% pour des temps de coulées de 2 ou 5 mois. Le débit aurait été de 400m³/s pour un volume de 2 à 5 km³. ConclusionLe volcanisme martien apparaîtra à tous égards "normal". Le moindre volume de laves s'explique par une plus petite dimension. La surface de Mars est 3,53 fois plus faible que la surface terrestre, tandis que sa masse est 9,3 fois plus faible. cela se traduit par un rapport masse/surface 2,6 fois plus petit. C'est ainsi que l'intérieur de Mars fut moins chaud que celui de la Terre, entraînant une croûte plus épaisse. Le magma a eu beaucoup de mal à sortir, mais les effets furent spectaculaire aux endroits où il put le faire. Sur Mars les volcans sont parfaitement conservés, avec çà et là, des cratères selon l'âge des dernières coulées. Origine des imagesCes vues sont issues de la mission Viking de 1976. Les Orbiters furent calés sur des orbites de 1500 km à 290 km. Ils purent ainsi cartographier la planète avec des résolutions allant de 100 à 500 m sur l'orbite la plus haute et 7 à 30 m sur l'orbite la plus basse. Certaines zones équatoriales furent photographiées en vues stéréoscopiques autorisant des contours de 20 à 100 m. Arrivés en l'été 1976 (voir missions martiennes), l'Orbiter 1 a fonctionné jusqu'au 7 août 1980 et le 2, jusqu'au 25 juillet 1978. Ils ont pris 50 000 images dont 1% avec une résolution de 100 à 500 m. Le traitement a permis de coupler les données de l'altimètre MOLA avec les vues des volcans prises lors de la mission viking. Le même procédé fut employé pour reconstituer la 3e dimension lors de la mission de la Navette STS099, mais avec un radar altimétrique. Moyen de mesure MOLAMOLA est le Mars Orbiter Laser Altimeter, un instrument en orbite autour de Mars à bord de Mars Global Surveyor. L'instrument transmet des impulsions laser dans l'infra-rouge à raison de 10 par seconde et mesure le temps mis par l'onde pour rencontrer l'obstacle. Les résultats permettent de représenter la topographie de la surface. |
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Voici le profil de la surface de Mars du pôle Nord (gauche) au pôle Sud (droite), le long de la longitude 0°. On remarque que le pôle Sud est plus élevé que le pôle Nord. La différence est de 6 000 m. Ceci a probablement joué un rôle dans la distribution de l'eau sur Mars. L'altitude locale (orange) des latitudes moyennes de l'hémisphère Sud correspond au flanc ouest de la topographie annulaire qui entoure le bassin d'impact Hellas. Les couleurs chaudes correspondent aux altitudes élevées et les froides aux altitudes basses. La partie excessivement plate de l'hémisphère Nord est en bleue. retour à Mars , Mars grand format , Olympus mons grand format, Mars (images) Images Mars Global Surveyor: http://www.msss.com |
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