{"id":781,"date":"2023-03-31T12:00:00","date_gmt":"2023-03-31T10:00:00","guid":{"rendered":"https:\/\/www.kipuka.fr\/site\/?p=781"},"modified":"2024-06-03T15:07:18","modified_gmt":"2024-06-03T13:07:18","slug":"pourquoi-les-volcans-sont-ils-plus-grands-sur-mars","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.kipuka.fr\/site\/pourquoi-les-volcans-sont-ils-plus-grands-sur-mars\/","title":{"rendered":"Pourquoi les volcans sont-ils plus grands sur Mars ?"},"content":{"rendered":"\n

Olympus Mons atteint l’altitude remarquable de 21 kilom\u00e8tres et n’est pas une exception sur la plan\u00e8te rouge. Comment les volcans martiens atteignent-ils de tels sommets ? Tectonique, pesanteur, voire glaciation, petite revue des facteurs contr\u00f4lant la hauteur des montagnes.<\/p>\n\n\n\n

O<\/mark>lympus Mons<\/span> (\u00e0 ne pas confondre avec le mont Olympe, point culminant de la Gr\u00e8ce) est souvent mentionn\u00e9 comme le plus grand volcan du syst\u00e8me solaire. C\u2019est vrai pour l\u2019altitude, avec un sommet culminant \u00e0 21,3 kilom\u00e8tres au dessus du niveau de r\u00e9f\u00e9rence martien1<\/sup><\/a>. Alba Mons, situ\u00e9 au nord-est, est beaucoup plus vaste en termes de surface, mais il culmine \u00e0 moins de 7 kilom\u00e8tres. Olympus Mons n\u2019est pas une exception : ses trois voisins Ascraeus Mons, Arsia Mons et Pavonis Mons, qui constituent les Tharsis Montes, font respectivement 18,2, 17,8 et 14,1 km, tandis que le plus lointain Elysium Mons atteint lui aussi l\u2019altitude de 14,1 kilom\u00e8tres. Sur Terre, le plus grand volcan (toujours en termes de hauteur) est le Mauna Kea, sur l\u2019\u00eele d\u2019Hawa\u00ef, avec un peu plus de 10 km (4207 m\u00e8tres au-dessus du niveau de la mer, mais 6 km de plus jusqu\u2019au plancher oc\u00e9anique). Comment expliquer que les volcans martiens soient si grands, la plan\u00e8te rouge ayant par ailleurs des dimensions bien plus modestes que notre Terre ?<\/p>\n\n\n\n

\"Les
Les volcans g\u00e9ants martiens : au premier plan Olympus Mons, \u00e0 l\u2019arri\u00e8re Ascraeus Mons, Pavonis Mons et Arsia Mons, de gauche \u00e0 droite. Image composite captur\u00e9e par la High Resolution Stereo Camera de la sonde Mars Express.<\/em>
CC BY-SA IGO ESA\/DLR\/FU Berlin\/J. Cowart.<\/a><\/em><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

\u2003La raison principale est la tectonique des plaques. \u00c0 Hawa\u00ef comme \u00e0 Olympus Mons, le volcanisme est caus\u00e9 par un panache mantellique, c\u2019est-\u00e0-dire une remont\u00e9e de mat\u00e9riel plus chaud, donc moins dense, depuis les profondeurs du manteau. On parle aussi de \u00ab point chaud \u00bb, qui est en r\u00e9alit\u00e9 l\u2019expression en surface du panache. Ces panaches sont tr\u00e8s stables et peuvent fonctionner pendant des dizaines de millions d\u2019ann\u00e9es. Mais sur Terre, les plaques tectoniques se d\u00e9placent relativement au manteau. Un point chaud se d\u00e9place donc au gr\u00e9 des mouvements de la plaque. C\u2019est flagrant dans le cas de la cha\u00eene Hawa\u00ef-Empereur (image ci-dessous). Cet alignement de 80 volcans sous-marins \u2013 et suba\u00e9riens dans l\u2019archipel d\u2019Hawa\u00ef \u2013 s\u2019\u00e9tire sur 6000 kilom\u00e8tres. Les volcans les plus \u00e0 l\u2019ouest sont les plus vieux (jusqu\u2019\u00e0 80 millions d\u2019ann\u00e9es), tandis que les plus jeunes sont \u00e0 l\u2019est : le K\u012blauea et Kama\u02bbehuakanaloa, le plus r\u00e9cent volcan hawa\u00efen, qui n\u2019a pas encore \u00e9merg\u00e9 de l\u2019oc\u00e9an. Mars n\u2019est pas \u2013 encore \u2013 tectoniquement morte[1]. Mais la plan\u00e8te rouge est dans un r\u00e9gime tectonique dit stagnant lid<\/em>, dans lequel la lithosph\u00e8re reste stable, sans mouvements horizontaux malgr\u00e9 la convection mantellique sous-jacente. Le point chaud ne se d\u00e9pla\u00e7ant pas, tout le magma produit par le panache mantellique s\u2019empile au m\u00eame endroit, donnant naissance \u00e0 un \u00e9difice volcanique colossal au fil des millions d’ann\u00e9es.<\/p>\n\n\n\n

\"Carte
Carte bathym\u00e9trique montrant la cha\u00eene Hawa\u00ef-Empereur, qui s\u2019\u00e9tend sur 6000 km au milieu de l\u2019oc\u00e9an Pacifique Nord. Cet alignement de volcans sous-marins, dont la terminaison est l\u2019archipel Hawa\u00ef, illustre bien la dynamique terrestre : le point chaud se d\u00e9place au gr\u00e9 des mouvements de la plaque pacifique. Sur Mars, le magma constituant tous ces volcans se serait empil\u00e9 au m\u00eame endroit faute de tectonique. NOAA, domaine public.<\/em><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

\u2003Est-ce \u00e0 dire que sans mouvements tectoniques, les volcans terrestres pourraient atteindre la hauteur de leurs homologues martiens ? En fait non. Il existe une limite th\u00e9orique, physique, \u00e0 la hauteur qu\u2019une montagne peut atteindre avant de se d\u00e9former sous son propre poids. Cette limite d\u00e9pend de l\u2019acc\u00e9l\u00e9ration de la pesanteur g<\/em>. Sur Terre, la valeur de g<\/em> est 9.8 m\/s2<\/sup>, ce qui donne une limite d\u2019environ 10 kilom\u00e8tres de hauteur avant qu\u2019une montagne commence \u00e0 s\u2019affaisser ; le Mauna Kea correspond donc au maximum th\u00e9orique atteignable sur notre plan\u00e8te. Mais sur Mars g<\/em> n\u2019est que de 3.7 m\/s2<\/sup> : la limite th\u00e9orique de hauteur est donc plus haute, \u00e0 27 kilom\u00e8tres. Olympus Mons aurait donc encore pu gagner quelques kilom\u00e8tres ! \u25a0<\/mark><\/p>\n\n\n\n

\n

La scie circulaire glaciaire<\/strong><\/h3>\n\n\n\n

Il existe encore un dernier param\u00e8tre pouvant limiter la hauteur des montagnes : la \u00ab scie circulaire glaciaire \u00bb (glacial buzzsaw<\/em>). Selon cette hypoth\u00e8se[2], l\u2019altitude maximale des montagnes serait contr\u00f4l\u00e9e davantage par des facteurs climatiques que tectoniques. Autrement dit, peu importe la dynamique sous-jacente soulevant les montagnes (ce qu\u2019on appelle le taux de surrection, g\u00e9n\u00e9ralement exprim\u00e9 en millim\u00e8tres par an), les glaciations constituent un facteur limitant. Il est vrai qu\u2019\u00e0 l\u2019\u00e9chelle globale, il existe une anti-corr\u00e9lation entre latitude et altitude des montagnes : les sommets sont g\u00e9n\u00e9ralement moins \u00e9lev\u00e9s aux hautes (et froides) latitudes, et plus \u00e9lev\u00e9s sous les tropiques. Mais dans le d\u00e9tail, l\u2019hypoth\u00e8se de la scie circulaire glaciaire semble fonctionner pour certains massifs et moins, voire pas du tout, pour d\u2019autres. Elle est donc remise en question par les tenants d\u2019un contr\u00f4le avant tout tectonique. Le d\u00e9bat scientifique reste ouvert.<\/p>\n<\/div>\n\n\n\n

Article issu de k\u012bpuka #1<\/a>, texte diffus\u00e9 sous licence CC BY-NC-ND<\/a>.<\/p>\n\n\n\n

Notes<\/strong><\/p>\n\n\n\n

1<\/sup><\/a> En l\u2019absence de mers, les altitudes martiennes sont mesur\u00e9es par rapport \u00e0 un niveau de r\u00e9f\u00e9rence. L\u2019altitude z\u00e9ro a d\u2019abord \u00e9t\u00e9 d\u00e9finie comme celle o\u00f9 la pression atmosph\u00e9rique est de 610 Pascals, car en dessous de cette valeur l\u2019eau ne peut pas exister \u00e0 l\u2019\u00e9tat liquide. Depuis 2001, les mesures du Mars Orbiter Laser Altimeter ont permis de d\u00e9finir une nouvelle surface de r\u00e9f\u00e9rence bas\u00e9e sur la gravit\u00e9.<\/p>\n\n\n\n

R\u00e9f\u00e9rences<\/strong><\/p>\n\n\n\n

[1] Stern RJ, Gerya T, Tackley PJ, 2018. Stagnant lid tectonics: Perspectives from silicate planets, dwarf planets, large moons, and large asteroids. Geoscience Frontiers<\/em> 9(1), doi:10.1016\/j.gsf.2017.06.004

[2] Egholm DL, Nielsen SB, Pedersen VK, Lesemann JE, 2009. Glacial effects limiting mountain height. Nature<\/em> 460, doi:10.1038\/nature08263<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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