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Surface de Mars

Tectonique des plaques et effet de serre

Il est remarquable qu'on n'ait jamais observé de mouvements de tectonique des plaques sur la surface martienne (mouvement horizontal de la surface sous l'influence des mouvements de convection du magma). De ce fait, il n'y a pas de hautes chaînes montagneuses.

Là où la croûte martienne était très fine, des volcans très hauts se sont formés sous l'action de l'injection de magma. Le volcanisme sur Mars est très limité, c'est pourquoi il ne faut pas s'attendre à une éruption volcanique d'ici peu. Toutefois, on ne peut pas exclure la présence d'activité hydrothermale.

Mars - Olympus Mons (Credits ESA)
Mars - Olympus Mons (Credits ESA)

Cette absence de tectoniques des plaques a aussi des conséquences pour l'atmosphère. Sur Mars on trouve des pierres de calcaire et, tout comme sur la Terre, ces pierres absorbent le dioxyde de carbone présent dans l'atmosphère. Cependant sur Terre, ce dioxyde de carbone est ramené dans l'atmosphère via l'activité volcanique. Sur Mars, par contre, ce phénomène ne se produit pas et il n'y a pas assez de composés susceptibles de produire un effet de serre notable.

 

Topographie martienne

Le premier fait remarquable lorsque l'on observe la topographie martienne est l'asymétrie entre les hémisphères nord et sud. L'hémisphère sud étant significativement plus élevée que l'hémisphère nord. Les hauts-plateaux de l'hémisphère sud, souvent appelés "Terra" (e.g. Aonia, Cimmera, Noachis, Sirenum), recouvrent environ deux tiers de la planète et leur surface est criblée de nombreux cratères d'impact.

 

Topography

 

L'hémisphère nord quant à elle est principalement constituée de vastes plaines se situant sous le niveau zéro appellées "Planitia" (e.g. Acidalia, Amazonis, Arcadia, Utopia). Un tiers de la planète est recouvert par ces plaines à basse altitude où l'on dénombre beaucoup moins de cratères. L'accumulation de coulées de lave a aplani les reliefs de surface.

La raison de cette dichotomie est encore inconnue mais une hypothèse semble privilégiée: une ou plusieurs collisions entre la planète et un corps externe géant auraient eu lieu au début de l'histoire de Mars.

 

 

Mars possède les plus hauts volcans du système solaire. Les plus grands d'entre eux sont les volcans boucliers que l'on trouve dans les régions d'Elysium et de Tharsis. Tharsis est un large bulbe volcanique d'en moyenne 7-10 km d'altitude résultant d'innombrables coulées de lave. Le plus haut volcan est Olympus Mons qui atteint une altitude de 20 km et se situe juste à l'ouest de la région de Tharsis.

 

Olympus Mons (Credit ESA)
Olympus Mons (Credits ESA)


Le plus grand canyon du système solaire se trouve également sur Mars et se nomme Valles Marineris. Il se situe à l'est de Tharsis et ses dimensions atteignent 3500 km de long, 300 km de large et 7 km de profondeur.

 

Valles Marineris relief
Valles Marineris


Trois larges et profonds bassins se situent au milieu des hauts-plateaux: Argyre, Hellas et Isidis. Ils furent formés suite à des impacts d'astéroïdes. Le plus grand et le plus profond bassin est Hellas Planitia dont le diamètre s'étend sur 2200 km et dont la profondeur atteint 7 km sous le niveau zéro.

 

Mars Hellas
Mars: Hellas and Isidis (Credit NASA)



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