Cette page régulièrement mise à jour en fonction de l'actualité scientifique est à l'origine issue de mon mémoire de maîtrise, qui était consacré à l'étude de la formation des caldeiras martiennes.

Fond cartographique : imagerie Viking (source : USGS). La position des volcans est issue de la base de données USGS des formations martiennes.

Le volcanisme martien se répartit en quatre grandes régions : le dôme de Tharsis, la plaine d’Elysium, la plaine de Syrtis Major, et le bassin Hellas. Les trois grands types de structures volcaniques rencontrées sont : les paterae, structures aplaties en forme de soucoupes, les montes, volcans boucliers aux pentes douces, et les tholi, qui sont des dômes. Nous présentons ici les grands édifices, ceux qui mesurent plus de 20 km de diamètre. Il faut savoir qu'il existe sur Mars de nombreux édifices volcaniques de petite taille. Pour plus de compléments, nous vous renvoyons à l'ATLAS OF VOLCANIC LANDFORMS ON MARS, USGS PROFESSIONAL PAPER #1534, publié par HUDGE et MOORE.

 Les analyses effectuées par les sondes Viking puis par Mars Global Surveyor ont montré que tous les volcans martiens sont à lave basaltique (C.F. encadré ci-dessous).

 

A propos des types de lave sur Mars

 

Sur Terre, on associe toujours le volcanisme explosif à des laves acides (Trachyandésites, trachytes, rhyolites), à l’exception des éruptions phréatomagmatiques, dans lesquelles la rencontre du magma avec un cours d’eau ou un aquifère produit une violente explosion, même s’il s’agit d’un magma basaltique. Sur Mars, la faible pression atmosphérique ( 6 millibars en moyenne) fait que les bulles de gaz contenues dans le magma peuvent grossir puis éclater violemment lorsque celui-ci arrive en surface : ainsi, un magma basaltique peut, sur la planète rouge, donner des éruptions explosives aussi violentes que celles des volcans trachyandésitiques terrestres. Le volcanisme martien a pour origine des points chauds semblables à celui qui a engendré l'archipel d'Hawaii, à ceci près qu'en l'absence de tectonique des plaques sur Mars, la lave s'accumule toujours au même endroit et finit par former des volcans gigantesques. De plus, le dôme de Tharsis, qui est la plus grande région volcanique de la planète rouge, est lié à un gigantesque panache mantellique qui a soulevé la croûte martienne, au point de la craqueler, formant ainsi Vallès Marineris, ce canyon aussi grand que les Etats-Unis. Selon une récente étude, le dôme de Tharsis aurait également destabilisé l'axe de rotation de Mars, le faisant passer de 20 à 25°, avec pour conséquence des modifications climatiques qui ont donné à Mars le climat que nous lui connaissons aujourd'hui ; ceci alors que la planète rouge devait originellement être propice à la formation de la vie, avec présence d'eau liquide à sa surface.

Voici, résumées dans un tableau, les caractéristiques des 23 caldeiras martiennes que nous présentons dans cette page.

CARACTERISTIQUES DES 23 PRINCIPALES CALDEIRAS MARTIENNES

NOM

LATITUDE

LONGITUDE

DIAMETRE EDIFICE (Km)

DIAMETRE CALDEIRA (km)

TYPE (CLASSIFICATION DE CRUMPLER ET AL)

REGION

MONS

Arsia Mons

8,4S

121,1W

475,0

120

Arsia

Tharsis

Ascraeus Mons

11,9N

104,5W

460,0

45x33

Olympus

Tharsis

Elysium Mons

25,0N

213,1W

410,0

16

Olympus

Elysium

Olympus Mons

18,6N

134,0W

648,0

85x65

Olympus

Tharsis

Pavonis Mons

0,8N

113,4W

375,0

80

Arsia

Tharsis

Tharsis Montes

1,2N

112,5W

1840,0      (=Arsia Mons+Pavonis Mons+Ascraeus Mons)

Tharsis

PATERA

Alba Patera

40,5N

109,9W

464,0

55

Transitional

Tharsis

Amphitrites        Patera

59,0S

299,1W

135,0

135

Arsia

Hellas

Apollinaris    Patera

8,3S

186,0W

198,0

86

Transitional

Elysium

Biblis Patera

2,7N

124,6W

171,5

52

Arsia

Tharsis

Hadriaca Patera

32,4S

268,2W

575,0

77

Olympus

Hellas

Meroe Patera

7,0N

291,4W

50,0

40

Arsia

Syrtis Major

Nili Patera

9,0N

293,0W

70,0

70

Arsia

Syrtis Major

Orcus Patera

14,3N

181,5W

375,0x120

365x110

Non reconnu unanimement comme un volcan

Elysium

Peneus Patera

58,1S

307,5W

133,6

100

Arsia

Hellas

Tyrrhena Patera

21,9S

253,2W

597,0

45

Arsia

Hellas

Ulysses Patera

2,9N

121,6W

101,7

55

Olympus

Tharsis

Uranius Patera

27,1N

92,2W

274,0

100

Transitional

Tharsis

THOLUS

Albor Tholus

19,0N

209,6W

170,0

35

Olympus

Elysium

Ceraunius   Tholus

24,2N

97,4W

130,0

24

Sector structure

Tharsis

Hecates Tholus

32,7N

209,8W

183,0

8,5

Transitional

Elysium

Jovis Tholus

18,4N

117,5W

58,0

26

Olympus

Tharsis

Tharsis Tholus

13,5N

90,8W

158,0

30x50

Sector Structure

Tharsis

Uranius Tholus

26,4N

97,7W

62,0

21

Olympus

Tharsis

Le tableau ci-dessus présente l’intégralité des structures reconnues comme étant des caldeiras martiennes. La répartition des caldeiras à la surface de Mars est montrée par la carte figurant en annexe. Les volcans martiens sont des édifices de grande taille, comparés aux volcans terrestres. Olympus Mons est ainsi le plus grand volcan du système solaire, avec ses 650 km de diamètre, et le plus haut sommet : il est trois fois plus haut que l’Everest (Olympus Mons culmine à 27000 m d’altitude). Orcus Patera, marqué en italique dans le tableau, n’est pas reconnu comme un volcan par tous les scientifiques. Des incertitudes subsistent également au sujet de Peneus Patera.

Les premières traces d'activité volcanique sur Mars remontent à 3-4 milliards d’années. Cependant, certaines publications mentionnent des coulées agées de quelques dizaines de millions d’années, sur les flancs d’Olympus Mons. Globalement, les volcans de Tharsis sont les plus jeunes. Selon le planétologue Gerhard Neukum, qui a publié un article dans la revue Nature en 2004 sur le sujet, la planète Mars aurait connu 5 principaux épisodes volcaniques, dont le plus récent remonte à 100 millions d'années, mais des traces d'activité datant seulement de 2 millions d'années auraient également été détectées. Toujours selon Gerhard Neukum, les volcans martiens, notamment ceux de Tharsis, ne seraient qu'endormis.

Les volcans de Tharsis sont (Crumpler et al,1996) des volcans basaltiques. Ceux de Hellas, plus anciens, et partiellement érodés, sont ignimbritiques. Les caldeiras présentent des formes variées : On peut trouver des caldeiras simples (Albor Tholus, Pavonis Mons), parfaitement circulaires, et dont la bordure est marquée par une unique faille normale, mais aussi des formes plus complexes ; c’est le cas, par exemple, d’Olympus Mons et Uranius Patera, dont les caldeiras sont multiples, et présentent des terrasses.   Certains volcans présentent des caldeiras en fer à cheval (Ceraunius Tholus, Tharsis tholus), liées probablement (Crumpler et al, 1996), à la formation d’une avalanche de débris. Plusieurs caldeiras martiennes ont été récemment datées à partir des images prises par la caméra HRSC de Mars Express (C.F. l'article de Neukum et al paru dans la revue Nature fin 2004).

Nomenclature des volcans martiens :

On distingue, sur Mars, trois types de structures volcaniques : les Montes sont des volcans boucliers, les Paterae sont des volcans en forme de soucoupe, pourvus d’une caldeira sommitale, les Tholi sont des dômes. Cependant, les termes Mons ,Patera, et Tholus peuvent aussi désigner des structures non volcaniques .

A/ Le dôme de Tharsis

img1.png

C’est la plus importante région volcanique de Mars. Il compte une douzaine d’édifices :

4 édifices de type Mons (Cf. encadré pour les explications sur la nomenclature des volcans martiens) : Olympus Mons, Arsia Mons, Ascreus Mons, et Pavonis Mons (Ces trois derniers formant l’ensemble des Tharsis Montes). Ce sont des structures de grandes dimensions : Olympus Mons, le plus grand de tous, mesure 600 km de diamètre et culmine à 27000m d’altitude.

4 édifices de type Patera : Uranius Patera, Ulysses Patera, Biblis Patera, et Alba Patera. Ce sont des structures modestes, excepté Alba Patera, qui a un diamètre de 400 km . Ce dernier est entouré par un système de failles qui s’étend sur près de 2000 km.

4 édifices de type Tholus : Jovis Tholus, Tharsis Tholus, Uranius Tholus, et Ceraunius Tholus. Ces volcans ont des diamètres compris entre 30 et 150 km.

Le dôme de Tharsis est un bombement de 4000 km de diamètre, dont la formation serait à l’origine de l’ouverture du grand canyon Valles Marineris.

a / Olympus Mons

C’est le plus grand volcan de Tharsis, avec ses 600 km de diamètre. Sa caldeira n’en est pas moins impressionnante : 85x60km, avec des falaises de 4 à 5 km de hauteur en bordure. Il est entouré par une auréole de dépôts volcaniques qui s’étend sur 1500 km. Olympus Mons culmine à plus de 27000m d’altitude absolue : c’est le plus grand volcan du système solaire (trois fois plus grand et trois fois plus haut qu’Hawaii). La caldeira d’Olympus Mons est en fait formée de six caldeiras emboîtées, la plus ancienne étant la plus grande.Olympus Mons est le plus récent des grands volcans martiens. Selon les scientifiques, sa dernière éruption remonte à 100 millions d'années environ, mais les récentes observations effectuées par la sonde Mars Express (qui a notamment effectué des clichés en gros plan de la caldeira d'Olympus Mons) montrent que le volcan était vraisemblablement encore actif il y a quelques millions d'années seulement. Mars Express a en effet observé sur les flancs d'Olympus Mons des coulées de lave très récentes. La caldeira de Olympus Mons est composée de 5 caldeiras imbriquées les unes dans les autres, datées de 100 à 200 millions d'années par Neukum et al.

b / Alba Patera

Ce volcan est le plus septentrional du plateau de Tharsis. Il mesure 400 km de diamètre, ce qui en fait le deuxième volcan martien par ordre de taille. Alba Patera est entouré par un jeu de failles qui s’étend sur 2500 km. Il possède deux caldeiras emboîtées l’une dans l’autre.

c/ Arsia Mons

Ce volcan est situé au sud-est d’Olympus Mons. Sa caldeira, qui est entourée d’un jeu de failles normales concentriques, est l’une des plus grandes du système solaire (125km de diamètre). Arsia Mons constitue, avec Pavonis Mons et Ascraeus Mons, l’ensemble des Tharsis Montes. Sa caldeira a été datée à 130 millions d'années à partir des images prises par la sonde Mars Express (C.f. l'article de Neukum et al).

d / Pavonis Mons

Pavonis Mons est le deuxième des trois Tharsis Montes . Il possède une caldeira simple, d’une cinquantaine de kilomètres de diamètre. Contrairement à Arsia Mons, Pavonis Mons ne présente pas de failles normales autour de sa caldeira. Seule une ride circulaire située sur son flanc nord-est est visible. Elle correspond peut-être à la cicatrice d’une ancienne caldeira.

            e / Ascraeus Mons

C’est le plus septentrional des Tharsis Montes. Sa caldeira présente des terrasses emboîtées les unes dans les autres. Ascraeus Mons est le plus jeune des Tharsis Montes, car il est le moins cratérisé (Cf. encadré pour des explications complémentaires). Selon Neukum et Al, la caldeira d'Ascraeus Mons est composée de 5 caldeiras emboîtées datées de 100 à 800 millions d'années.

 

Comment date t'on les terrains en planétologie ?

 

La méthode utilisée par les planétologues consiste à compter le nombre de cratères météoritiques à la surface des terrains à dater, à partie des photos prises par les sondes spatiales. Plus le terrain est cratérisé, plus il est ancien. Cette méthode, testée pour la première fois sur des photos de la Lune, a, pour cette dernière, été complétée par la datation des échantillons ramenés par les astronautes des missions Apollo. Cependant, sur les corps pourvus d’une atmosphère dense, comme Vénus, la datation par comptage des cratères météoritiques est inefficace, car une grande partie des météorites se désintègrent dans l’atmosphère de la planète.

f/ Tharsis Tholus

Ce volcan, situé à 750 km à l’est d’Ascraeus Mons, présente, en plus de sa caldeira sommitale, deux dépressions en fer à cheval adossées l’une à l’autre. Il s’agit peut-être des restes de caldeiras formées par une avalanche de débris, car leur forme rappelle beaucoup celle de caldeiras terrestres comme Mombacho ou le Mont St Helens.

g/ Uranius Patera

Uranius Patera fait partie d’un ensemble comprenant aussi Uranius Tholus et Ceraunius Tholus, situé à 1000 km au nord-est d’Ascraeus Mons, dans le prolongement des Tharsis Montes. Les bords de sa caldeira présentent des ondulations de grande longueur d’onde qui suggèrent que celle-ci soit en fait formée de plusieurs petites caldeiras qui se recoupent. Le volcan a été à maintes reprises la cible de bombardements météoritiques, comme le montre le nombre important d’astroblèmes visibles. C’est probablement l’un des plus anciens volcans de Tharsis.  

h/ Uranius Tholus

Uranius Tholus est situé à 350 km à l’ouest de Uranius Patera. C’est un édifice de taille moyenne, présentant un sommet plat (en fait une caldeira large mais peu profonde), sur lequel s’est formée une caldeira de petite taille, décentrée vers l’est. Quatre gros cratères météoritiques poinçonnent les flancs de ce volcans, et deux plus petits cratères accolés forment une dépression en forme de huit sur la bordure méridionale de la caldeira. Uranius Tholus est donc un volcan assez ancien.  

i / Ceraunius Tholus

Lorsqu’on quitte Uranius Tholus, en allant vers le sud, on rencontre un édifice volcanique de taille plus importante (150 km de diamètre contre 70 km pour Uranius Tholus). Ceraunius Tholus est un édifice de forme allongée, étirée dans le sens est-ouest. Il présente en son sommet une caldeira très simple, très semblable à celle de Pavonis Mons, qui s’est installée dans une ancienne dépression en fer à cheval orientée vers l’ouest.   De cette caldeira partent des chenaux ayant probablement servi à drainer la lave du volcan. L’un d’eux, descendant du flanc nord-ouest de Ceraunius Tholus, aboutit à un cratère météoritique à éjectas lobés [1] , de forme curieusement oblongue, dans lequel d’est déposé un éventail de lave.

j/ Jovis Tholus

C’est un petit édifice isolé (30 km de diamètre), situé à mi-chemin entre Ascraeus Mons et Olympus Mons. Il possède une caldeira en forme de croissant, excentrée vers l’ouest de l’édifice. La caldeira présente une terrasse sur son bord est. Certains auteurs l'appelle Jovus Tholus.

k/ Ulysses Patera

Ce volcan fait partie d’un ensemble incluant aussi Biblis Patera, situé au sud-est d’Olympus Mons, aux deux-tiers de la distance qui le sépare de Pavonis Mons. Ulysses Patera est un édifice volcanique de forme parfaitement circulaire, présentant une caldeira de taille importante par rapport à celle de l’édifice (50 km de diamètre, le volcan entier mesurant 75 km de diamètre). Sur le fond de la caldeira sont visibles des traces d’épanchement de lave. Ulysses patera est entaillé sur son flanc est par un graben orienté en N155 (probablement de la tectonique régionale, car celui-ci se poursuit au nord de l’édifice), et ses flancs sont poinçonnés par deux gros astroblèmes.

l/ Biblis Patera

Ce volcan est situé à l’ouest d’Ulysses Patera. Biblis patera est un édifice de forme oblongue, qui s’étire selon un axe NW-SE. Sa caldeira, de forme parfaitement circulaire, est excentrée vers le sud-est. Elle présente plusieurs séries de terrasses, et une dépression centrale circulaire. Tout autour de la caldeira, on observe un jeu de failles concentriques, qui sont probablement liées à la formation de cette dernière. Une série de grabens en N155, probablement liés à de la tectonique régionale (comme celui qui traverse Ulysses Patera), recoupent l’édifice.

B/ La région d’Elysium

img1.png

Située à l’ouest du plateau de Tharsis, elle comporte 3 volcans principaux : Hecates Tholus, Elysium Mons, et Albor Tholus, plus un volcan isolé, Apollinaris Patera, situé au sud de Elysium Planitia. On y inclut parfois la structure Orcus Patera, bien que des incertitudes quant-à sa nature volcanique persistent toujours.

            a / Elysium Mons

C’est un édifice de taille importante (200 km de diamètre), présentant en son sommet une petite caldeira (16km de diamètre), légèrement excentrée vers l’est. De cette caldeira partent des chenaux, probablement empruntés par la lave d’Elysium Mons.

 

b / Hecates tholus

Ce volcan, situé au nord d’Elysium mons, présente une structure peu différente de ce dernier. Sa caldeira est cependant plus complexe. Elle présente une série de terrasses qui entourent une dépression centrale en forme de trèfle, qui résulte probablement de la formation de trois petites caldeiras se recoupant partiellement. Le flanc nord-ouest d’Hecates Tholus est entaillé par une dépression en fer à cheval, probablement formée par un glissement de terrain. La caldeira de Hecates Tholus est en fait un ensemble de 5 caldeiras emboîtées datées de 100 millions d'années à 1 milliard d'années par Neukum et al.

            c / Albor tholus

C’est le plus septentrional des volcans de l’ensemble principal d’Elysium Planitia (comportant aussi Elysium Mons et Hecates Tholus). Albor Tholus est un édifice de forme allongée, étiré selon un axe NW-SE. Sa caldeira ,excentrée vers le nord-ouest, est très simple, comme celle de Pavonis Mons. Le flanc sud-est d’Albor Tholus est entaillé par deux grabens, probablement liés à un affaissement de l’édifice. Le fond de la caldeira, selon Neukum et al, est composé de 5 entités géologiques datées de 500 millions d'années à 2,2 milliards d'années.

d / Apollinaris Patera

Apollinaris Patera est située sur la bordure méridionale d’Elysium Planitia. C’est un édifice assez complexe, dont les flancs sont entaillés par de nombreux chenaux. La caldeira sommitale, circulaire, est en partie noyée par des épanchements de lave, et présente une dépression en forme de trèfle, excentrée vers le nord. Apollinaris Patera est probablement beaucoup plus ancien que les trois autres volcans d’Elysium Planitia.

           e / Orcus Patera

C’est une structure de grande dimension (365 km de longueur dans sa plus grande dimension), allongée selon un axe NNE-SSW. Sa forme fait penser à celle d’un orque, d’ou son nom. Orcus Patera n’est cependant pas unanimement reconnu comme une structure volcanique, car sa morphologie peut faire penser à un cratère météoritique. Cependant, sa forme allongée reste sujette à discussion (la plupart des astroblèmes sont circulaires).

C/ La région de Syrtis Major

img1.png

Cette région de hauts plateaux forme la bordure occidentale de Elysium Planitia. On y trouve les volcans Meroe Patera et Nili Patera.

a / Nili Patera

Ce volcan est le plus septentrional de la région de Syrtis Major Planitia. C’est un édifice de forme allongée, qui présente une caldeira incomplète, dont le fond, bombé, est entaillé en son centre par un graben. L'image ci-dessus a été retouchée par mes soins car l'original était trop sombre.

            b / Meroe Patera

Situé au sud-est de Nili Patera, ce volcan ne semble pas avoir d’autre relief que sa caldeira. Il pourrait s’agir d’une caldeira ignimbritique, et d’un volcanisme beaucoup plus ancien que celui de Tharsis, comme en témoigne l’estompement partiel de la bordure de la caldeira. L'image ci-dessus a été retouchée par mes soins car l'original était trop sombre.

Nili Patera et Meroe Patera font vraisemblablement partie d'un édifice volcanique plus grand, car les relevés d'altimétrie de l'instrument MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) de Mars Global Surveyor montrent qu'une dépression de grande taille englobe les deux caldeiras. Cette dépression pourrait être une caldeira gigantesque, située au sommet d'un édifice volcanique qui correspondrait en fait au bombement de la région de Syrtis Major, édifice volcanique qui dépasserait les 1000 km de diamètre. Cette hypothèse a été émise par Crumpler et al en 1996.

D/ Le bassin Hellas

img1.png

Hellas Planitia est un bassin issu d’un impact météoritique géant. Le volcanisme se trouve sur son pourtour :Au sud, on trouve Amphitrites Patera et Peneus Patera, ce dernier n’étant pas toujours reconnu comme un volcan (Certains auteurs pensent qu’il s’agit d’un impact météoritique). Au nord-est, en montant vers Elysium Planitia, on trouve Hadriaca Patera, puis Tyrrhena Patera. Ces volcans sont très anciens, comme le montre leur état d’érosion.   Le bassin d'Hellas étant situé exactement aux antipodes du dôme de Tharsis, les scientifiques ont émis l'hypothèse que l'impact météoritique à l'origine de ce bassin serait à l'origine du volcanisme de la région de Tharsis. Un cas similaire est observé sur Terre: l'impact de Chicxculub, il y a 65 Ma, serait une des causes de l'entrée en éruption des Trapps du Deccan.

a / Amphitrites Patera

Cette structure volcanique se situe sur la bordure sud du bassin Hellas. C’est une caldeira de grande taille (120 km de diamètre), dont les contours sont presque entièrement estompés par l’érosion. On distingue cependant des traces d’épanchement de lave dans l’édifice. Amphitrites Patera est probablement l’un des plus vieux volcans martiens.

b / Peneus Patera

Peneus Patera est située un peu au sud d’Amphitrites Patera. Cette structure, bien qu’elle puisse ressembler à un cratère d’impact météoritique, est d’origine volcanique. C’est une caldeira circulaire, de 120 km de diamètre, bordée par un jeu de faille concentrique. Peneus Patera n’est pas toujours reconnu comme structure volcanique, mais l’ambiguïté est moindre que pour Orcus Patera.  

c/ Tyrrhena Patera

Ce volcan, de dimension importante (200 km de diamètre) est situé au nord-est du bassin Hellas, à l’extérieur de ce dernier, très proche de la bordure d’Elysium Planitia. Tyrrhena Patera comporte une caldeira sommitale de petite taille (20 km de diamètre), d’où part un chenal vers le sud-ouest. Ce chenal s’élargit au bout de 30 km, puis se rétrécit de nouveau, donnant à la dépression sommitale une forme en haltère. Un autre chenal part dans la direction opposée, mais   il débute à l’extérieur de la caldeira. Les flancs de Tyrrhena Patera sont entaillés par un réseau de chenaux rayonnants, qui pourraient avoir été formés par une érosion survenue bien après l’arrêt de l’activité du volcan [2] . De plus, si Tyrrhena Patera a subi une érosion importante, alors le volcan était d’origine ignimbritique (Un volcan basaltique, comme Olympus Mons, résisterait mieux à l’érosion). En outre, le grand nombre de cratères météoritiques   présent sur le volcan montre qu’il est très ancien. L'image ci-dessus a été retouchée par mes soins car l'original était trop sombre.

            d / Hadriaca Patera

  Hadriaca Patera est une caldeira volcanique de grande taille (100 km de diamètre), située au sud-ouest de Tyrrhena Patera, plus proche de la bordure du bassin Hellas que ce dernier. Les bords de cette caldeira ont été en partie estompés par l’érosion. Ce volcan est moins cratérisé que Tyrrhena Patera : il est donc plus jeune. L'image ci-dessus a été retouchée par mes soins car l'original était trop sombre.

Il existe aussi des édifices volcaniques de petite taille : L’un d’eux, Tempe Patera, est un petit cône large de quelques km, situé dans la région de Tempe-Mareotis Terra.

Note : Les images de Nili Patera, Meroe Patera, Tyrrhena Patera, et Hadriaca Patera ont subi un traitement préalable , car elles étaient trop sombres.

Pour finir, voici résumé sous forme de tableaux l'ensemble des caldeiras martiennes.

LES VOLCANS DE THARSIS

Olympus Mons

  Arsia Mons

Pavonis Mons

Ascraeus Mons

Alba Patera

Ceraunius ttholus

Uranius Tholus

Uranius Patera

Tharsis Tholus

  Jovis Tholus

Ulysses Patera

Biblis Patera

La région de Tharsis comporte une douzaine d’édifices : 4 montes, 4 paterae, et 4 tholi. C’est la région volcanique martienne la plus récente.

 

LES VOLCANS D’ELYSIUM PLANITIA

  Elysium Mons

Hecates Tholus

Albor Tholus

Apollinaris Patera

Orcus Patera

La région d’Elysium est située immédiatement à l’ouest du plateau de Tharsis.   Son volcanisme est un peu plus ancien que celui de ce dernier, mais les dernières éruptions en sont contemporaines. La nature volcanique d’Orcus Patera est sujette à discussion.

 

LES VOLCANS D’HELLAS PLANITIA

Hadriaca Patera *

Tyrrhena Patera *

Peneus Patera

Amphitrites Patera

Le volcanisme de Hellas Planitia est le plus ancien de Mars. Les volcans sont tous très érodés, donc ils sont probablement ignimbritiques. La nature volcanique de Peneus Patera peut etre sujette à discussion.

 

LES VOLCANS DE SYRTIS MAJOR PLANITIA

Meroe Patera *

Nili Patera *

La région de Syrtis Major est située en bordure d’Elysium Planitia. Son volcanisme est plus récent que celui d’Hellas, mais plus ancien que celui de Tharsis .

 

* Ces images ont été retraitées avec un logiciel de photo, car elles étaient trop sombre.

 

Ces tableaux présentent des photos des caldeiras martiennes, prises par les sondes viking et Mars Global Surveyor. Seules les couleurs d’Olympus Mons sont les vraies. Les autres images ont subi un traitement. En réalité, la surface de Mars apparaît plutôt jaune-orangé que rouille, vue par une sonde.


 

[1] Ces cratères sont parfois nommés « cratères ‘’Splosh ‘’  par les scientifiques, car les éjectas lobés sont similaires à ce qu’on obtient en jetant un caillou dans une flaque d’eau boueuse .

 

[2] Cette érosion peut être liée à la présence d’eau sur Mars dans le passé ( Il est confirmé que l’eau a coulé sur la planète rouge il y a 3 à 4 milliards d’années), où à de violentes tempêtes de poussière qui recouvrent périodiquement l’ensemble du globe martien.


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