Les tunnels de lave dans le système solaire

Les tunnels de laves sont des objets assez fréquents dans les coulées et épanchement de laves fluides (basaltes…) sur Terre, bien que peu connus du grand public. En France, j'en connais un en Auvergne, mais c'est à la Réunion qu'il y en a le plus (plusieurs centaines). Si on se contente de généralités et de grandes lignes, l'origine de ces tunnels est assez facile à expliquer. L'intérieur d'une coulée de lave très fluide peut continuer à être liquide alors que sa base et surtout ses bords et sa surface sont déjà refroidis et solides. Dans ce cas, il se forme souvent de longs tubes internes à la coulée, tubes entourés de roches (lave déjà solidifiée) mais dans lesquels de la lave continue à couler. Si l'arrivée de lave diminue voire cesse en amont, et si elle peut continuer à couler vers l'aval, le “tube” de lave se vide partiellement ou totalement, ce qui forme un tunnel, totalement ou partiellement vide. Plusieurs articles de Planet-Terre ont déjà été consacrés aux tunnels de lave ; citons Lucarnes (skylight) et formation des tunnels de lave (lava tube) qui aborde les généralités de ces formations, Les tunnels de lave islandais, leurs exceptionnels spéléothèmes (stalactites et stalagmites basaltiques) et leur festival de couleurs qui illustre la beauté des spéléothèmes qu'on y trouve, et Tunnels de lave effondrés (sinuous rilles) qui traite des tunnels de lave effondrés, les seuls que l'on connaisse en dehors de la Terre. L'article de Michel Detay et Björn Hróarsson, Mise en place des pahoehoe par tubes et tunnels de lave : concept et signatures volcano-géomorphologiques (Géomorphologie, vol 24, n° 4, 2018) détaille un peu la physique en jeu dans la genèse de ces tunnels, et est disponible sur le web.

Or le volcanisme à lave fluide est omniprésent sur les corps silicatés du système solaire : volcanisme actif sur Vénus et Io, volcanisme “récent” sur Mars (actif jusque vers −100 Ma), volcanisme ancien sur la Lune et Mercure (“éteint” depuis environ −3 Ga). À part Mercure où la présence de tunnels est loin d'être évidente (même si elle n'est pas exclue), les observations faites par les sondes spatiales montrent que tous ces corps possèdent des structures interprétables comme des tunnels de lave. Et on peut ajouter le cryo-volcanisme, volcanisme d'eau liquide ou de glace très ductile sur les corps de glace. À part les quelques km² explorés par les astronautes des missions Apollo et les robots martiens de la NASA, la surface de ces planètes et satellites n'est connue que par des sondes en orbite (Mercure, Vénus, la Lune et Mars) ou par de simples survols. Les tunnels de lave étant par définition souterrains, ils ne sont pas visibles depuis l'espace, sauf s'ils sont totalement ou partiellement effondrés. On voit alors comme des vallées ou des sillons plus ou moins sinueux si l'effondrement a eu lieu sur un long secteur de ce tunnel. Ces structures sont appelées “rainure”, “fissure” ou encore “sillon sinueux”. En anglais, on parle de sinuous rille. Ces rainures sont appelées rima sur les cartes officielles de la Lune qui emploient une terminologie latine. On peut aussi voir une dépression isolée si l'effondrement est ponctuel (on appelle ces effondrements des lucarnes), dépression de morphologie différente des cratères d'impact de même diamètre. Dans des cas intermédiaires, on observe des “chapelets” de lucarnes dessinant une ligne sinueuse. Il n'est pas exclu que certains sillons flexueux dont le parcours et les extrémités sont totalement dépourvus de lucarne aient une toute autre origine : une érosion d'un substratum par une lave ayant une température plus élevée que la température de fusion du substratum (lave genre komatiite, par exemple, cf. Les komatiites, des laves ultrabasiques archéennes, témoins d'une Terre interne très chaude, coulant sur du basalte). Cette deuxième origine peut très bien coexister avec la première. Elle serait marginale sur la Lune et Mars, mais significative sur Vénus. Il pourrait même en théorie y avoir interaction entre les deux : tunnel de lave classique réutilisé par une deuxième génération de magma plus chaud qui les approfondirait et les élargirait, ce qui provoquerait leur effondrement total ou partiel.

La grande différence entre les tunnels de lave terrestres et leurs équivalents extra-terrestres tels qu'ils sont révélés par leur(s) part(s) effondrée(s), c'est leur taille. La longueur des plus grands tunnels de lave terrestres connus se mesure en dizaines de kilomètres. Le plus long connu mesure 65 km de long. La part effondrée (ou révélée par des lucarnes) des tunnels de lave lunaires, martiens et vénusiens mesure fréquemment plusieurs centaines de kilomètres de long. La largeur des tunnels terrestres se mesure en mètre ou dizaines de mètre. Celle des tunnels lunaires, martiens ou vénusiens peut dépasser 3-4 km. Quelle peut être l'origine de cette différence entre Terre d'une part, et Lune, Mars ou Vénus d'autre part, dans le cas très probablement très majoritaire où ces sillons flexueux sont bien des tunnels de lave effondrés ? On peut lister tout ce qui, en théorie, pourrait modifier la taille des tunnels, écrire des équations de mécanique des fluides à viscosité variable et en cours de solidification et voir ce que cela donne. On peut aussi, en ne considérant d'abord qu'un seul paramètre à la fois sur Terre, Lune, Mars et Vénus, voir qualitativement ce que montre la réalité. Ce ne seraient pas pression et densité atmosphériques qui changeraient les modalités du refroidissement superficiel, car les tailles des tunnels sont semblables sur la Lune (pas d'atmosphère), Mars (atmosphère ténue) et Vénus (atmosphère dense). Ce ne serait pas la température extérieure, car il y a des tunnels géants sur Mars (−50°C de température moyenne) et sur Vénus (+450°C). Ce ne serait pas la gravité, faible sur la Lune, moyenne sur Mars, mais forte et identique sur la Terre et Vénus. Ce ne serait pas la pente, les tunnels géants existant aussi bien sur les flancs des grands volcans martiens que dans les plates mers lunaires. Sur la Lune, ce ne semble pas être la température ou la chimie de la lave, les échantillons ramenés par les missions Apollo étant minéralogiquement et structuralement assez semblables aux basaltes terrestres et rien n'indique qu'ils étaient (beaucoup) plus chaud que ces derniers. Mais il est vrai qu'aucun échantillon n'a été ramassé au fond d'un sillon flexueux, ce qui serait intéressant dans le cas où certains sillons auraient été creusés par une lave hyper-chaude. Le seul paramètre qui semble différencier la Terre des autres corps silicatés, c'est le volume des laves émises en une seule éruption. Sauf peut-être pour les Provinces Magmatiques Géantes (LIP, large igneous provinces, en anglais), les éruptions individuelles aériennes, comme les volcans qui résultent de la somme de ces éruptions, sont des “nains” sur Terre comparés à leurs équivalents martiens, vénusiens ou lunaires. Des coulées de plus de 1000 km de long pour plus de 100 km de large sont nombreuses sur Vénus, la Lune et Mars. Si l'épaisseur de ces coulées (au moins en leur centre) est à relier à leur longueur et à leur largeur, le volume des laves émises en une seule de ces éruptions est énorme, ce qui expliquerait la lenteur du refroidissement et de la solidification totale, et donc la dimension des tunnels de lave. Les différents facteurs évoqués ci-dessus peuvent interagir et se renforcer ou au contraire s'opposer. Par exemple, la forte gravité de Vénus (identique à celle de la Terre) n'est pas favorable à la formation de coulées épaisses et de tunnels de lave importants, mais elle pourrait être contrebalancée par la forte température externe qui limite le refroidissement.

Nous vous montreroons par la suite des images (toutes issues de la NASA) de tubes de lave effondrés sur la Lune, Mars, Vénus, Io et Ariel, associées (dans la mesure du possible) à des images d'équivalents morphologiques terrestres vus du sol ou grâce à Google earth.

Outre leur intérêt théorique, ces tunnels de lave extra-terrestres, et en particulier leur partie non effondrée, mais communiquant avec la surface par une ouverture ou une lucarne, pourraient avoir un intérêt “pratique”. Dans les prochaines décennies, il est tout à fait possible que des bases scientifiques permanentes soient installées sur la Lune et, plus tard, sur Mars, comme il en a été installé en Antarctique. Le problème de Mars et de la Lune, c'est que ces deux corps ne possèdent ni champ magnétique, ni atmosphère dense. Or le Soleil émet en permanence des particules (le vent solaire, constitué d'électrons et de noyaux d'hydrogène et d'hélium), relativement peu nombreuses et avec une énergie “faible” en temps ordinaire, beaucoup plus nombreuses et beaucoup plus énergétiques lors des éjections de masse coronale (EMC) qui ont lieu pendant certaines grosses éruptions solaires. Au niveau de la Terre, ces particules sont déviées par le champ magnétique et ralenties ou arrêtées par l'atmosphère. Même en dehors de cette protection, les particules ordinaires ne sont pas dangereuses pour l'être humain, sauf s'il y est exposé des années et des années. Par contre, les particules émises lors des EMC sont potentiellement très dangereuses si on est au-dessus des ceintures de Van Allen (zones “protectrices” de la magnétosphère). Du fait de leur relative lenteur (≤ 2500 km/s), les plus rapides de ces particules mettent moins d'une journée pour arriver sur la Lune, un peu plus sur Mars. Ces EMC sont prévisibles pendant les périodes de Soleil actif, puis leur départ est observé depuis la Terre. Cela laisse du temps (quelques heures) pour que les astronautes se mettent à l'abri. Dans les vaisseaux spatiaux ou les véhicules d'exploration, ce sera des petites zones blindées. Dans une base de vie permanente, il faudra que les zones à l'abri de ces particules soient plus vastes. Installer les bases permanentes à l'entrée d'une grotte serait la meilleure solution. Il suffira de bâtir une extension de la base dans la grotte et de s'y réfugier quand une EMC est annoncée. Et, à défaut de couches de calcaire sur la Lune et Mars, les tunnels de lave non effondrés seraient de bons candidats pour installer ces futures bases.

Depuis le XIX^e siècle et le perfectionnement des lunettes, des “rainures” ont été découvertes sur la Lune. Certaines étaient droites ou arquées avec un grand rayon de courbure. Elles étaient interprétées comme des fractures liées à des « mouvements de l'écorce lunaire ». D'autres rainures étaient sinueuses, et étaient interprétées comme des lits de rivières asséchées. Dans son roman Autour de la Lune, Jules Verne les décrit ainsi : « longues rainures qui jadis servaient de lit aux fleuves des temps ante-historiques. » Si l'érosion par des rivières a été rapidement abandonnée (l'eau liquide n'est pas stable sur la Lune), ce n'est qu'avec l'exploration de la Lune par les missions Lunar Orbiter, puis Apollo, puis toutes les missions orbitales qui ont suivi, et par comparaison avec les tunnels de lave terrestres dont l'étude commençait vraiment, qu'on a compris que ces rainures sinueuses étaient, au moins pour la majorité d'entre elles, des tunnels de lave effondrés. La genèse de ces structures étant détaillée dans d'autres articles, nous allons simplement détailler et interpréter trois exemples lunaires.

Le plus connu et le plus étudié des sillons flexueux est le sillon Hadley (Rima Hadley), parce que la mission Apollo 15 s'est posée juste à côté en 1971. Ce sillon est situé dans un golfe de la Mer des Pluies (Mare Imbrium), au pied des Monts Apennins (Monte Apenninus). Le sol de la Mer des Pluies, donc les bords du sillon Hadley, sont constitués de basaltes, basaltes qui ont été datés radiochronologiquement à −3,3 Ga. Ce sillon mesure 120 km de long, 1,2 à 2 km de large et jusqu'à 300 m de profondeur. Ce sillon “prend sa source” à l'Est au niveau d'une dépression allongée. Il continue vers le Nord-Est pendant 80 km, par un parcours très sinueux. Au bout de 80 km, il tourne à angle droit vers le Nord-Ouest. C'est au niveau de ce coude que s'est posé Apollo 15. Il continue pendant encore 40 km vers le Nord-Ouest, en contournant une colline. C'est juste avant cette colline que ce sillon est interrompu par une zone non totalement effondrée. Sur 3 km de long, le tunnel est remplacé par trois dépressions coalescentes peu profondes et à bords peu raides : l'effondrement du tunnel n'a été que partiel à ce niveau.

Source - © - NASA - LROC QuickMap Figure 1. Rima Hadley (= Hadley rille = sillon Hadley), un tunnel de lave lunaire effondré très sinueux Ce tunnel fait 120 km de long, 1,2 à 2 km de large, jusqu'à 300 m de profondeur. Ce secteur oriental de la Mer des Pluies montre aussi des rainures non sinueuses qui sont probablement des grabens. Le site d'atterrissage d'Apollo 15 est localisé par le point blanc noté A. L'encart en bas à gauche correspond à un zoom du petit rectangle blanc au Nord-Ouest du site d'atterrissage d'Apollo 15. On y voit très bien une zone non complètement effondrée sur 3 km de long, constituée de dépressions coalescentes.	Source - © 2021 NASA / Google earth Figure 2. Vue oblique du site d'atterrissage lunaire d'Apollo 15 L'atterrissage a eu lieu au point A15, à 1,6 km du bord du sillon Hadley. La photo de la figure 3 a été prise du point E (station Elbow). La photo de la figure 5 a été prise du point T (station Terrace).
Source - © 1971 NASA Figure 3. L'astronaute Dave Scott sur les bords du sillon Hadley, mission lunaire Apollo 15	Source - © - Martin Clif - panoramio / Google earth Figure 4. Sur les bords d'un sillon terrestre, sur l'ile de Lanzarotte aux Canaries, équivalent terrestre miniature du paysage lunaire de la figure 3 Localisation par fichier kmz de ce sillon sur l'ile de Lanzarote, Canaries.
Source - © 1971 NASA AS15-89-12157 et wikimedia Figure 5. Deux zooms sur la paroi du sillon Hadley située en face de la “station Terrace” À cette station Terrace, les roches sont constituées de basalte ; c'est très probablement la même chose de l'autre côté du sillon. On voit un très net litage dans le substratum quand il affleure sous les éboulis. L'origine de ce litage peut être interprété de plusieurs façons : empilement de coulées minces par-dessus la coulée à l'origine du tunnel et mis à l'affleurement par l'effondrement du tunnel, ou plus probablement débit mécanique dû à des phénomènes d'écoulement différentiel dans la partie supérieure de la coulée à l'origine du tunnel.	Source - © 2004 Pierre Thomas Figure 6. Vue sur les parois d'un tunnel de lave “touristique” sur l'ile de Lanzarote (Canaries) On retrouve le même genre de litage que dans la paroi du sillon Hadley. Est-ce la même origine ? Localisation par fichier kmz de ce tunnel de lave “touristique” sur l'ile de Lanzarote (Canaries).

Le deuxième exemple lunaire correspond à sillon particulièrement remarquable sur la Lune : la vallée Schröter (Vallis Schröteri). Il s'agit d'un des plus longs et des plus larges sillons lunaires : 210 km de long, 4 km de large. Ce qui le rend si particulier, c'est qu'il est constitué de deux sillons emboités : un sillon large (4 km) à fond plat, ce fond plat étant parcouru par un sillon secondaire beaucoup plus étroit (500 m) et beaucoup plus sinueux, dessinant de véritables méandres. Le sillon secondaire montre quelques zones ponctuelles non effondrées. Cet emboitement peut s'expliquer de la façon suivante : un premier sillon très large (tunnel de lave totalement effondré) fut créé lors d'une première phase éruptive. Ce sillon fut emprunté par la lave d'une deuxième phase éruptive, avec formation d'un tunnel qui s'est effondré sur 95 % de son trajet.

Source - © - NASA - LROC QuickMap

Figure 7. Deux zooms sur des tunnels lunaires effondré emboités : la Vallée de Schröter (Vallis Schröteri)

La vallée secondaire, qui va plus loin que la vallée principale mesure 200 km de long d'un bout à l'autre. Elle est particulièrement sinueuse. La vallée principale mesure 3,5 à 4 km de large au niveau de l'agrandissement.

Le troisième exemple lunaire correspond à un sillon dans la région des collines de Marius, qui montre une des plus belles lucarnes de la Lune.

Source - © - LROC QuickMap — NASA/GSFC/Arizona State Univ. Figure 8. Zooms successifs sur deux tunnels partiellement effondrés dans la région des Collines de Marius, dans l'Océan des Tempêtes (Oceanus Procellarum) La photo de gauche mesure 35 km de large. Une lucarne de 65 m de diamètre se voit très bien sur les images du centre et de droite. On peut distinguer une lucarne d'un cratère d'impact de même diamètre par sa plus grande profondeur et par la pente plus forte de ses flancs.

Source - © 2007 Alain Campo- Paysaa Figure 9. Une lucarne sur l'ile de Lanzarote (Canaries) : (petit) équivalent terrestre de la figure 8

Dans le système solaire, Mars est la planète des volcans géants, avec une morphologie typique de volcans boucliers basaltiques terrestres. Il y a le super géant, Olympus Mons, qui domine le plateau environnant de plus de 22 km, avec un diamètre de 650 km. Pour comparaison, le plus important volcan terrestre, le Mona Kea ne mesure que 120 km de diamètre pour 9 km de hauteur (par rapport au plancher océanique). Il y a trois géants martiens, Arsia Mons, Pavonis Mons et Ascraeus Mons, de diamètre compris entre 375 et 475 km et dominant les environs d'une quinzaine de kilomètres. À côté de ces géants, il y a des centaines de volcans plus “modestes”, des plaines de lave gigantesques…

Source - © 2021 NASA / Google earth

Figure 10. Ascraeus Mons, 15 km de haut, 400 km de diamètre, un des trois volcans martiens géants des Tharsis Montes

On voit ici son versant Sud parsemé de dizaine de sillons sinueux, de tunnels de lave effondrés. Le sillon qui part de la base du volcan et qui se termine dans le coin inférieur droit de l'image mesure 150 km de long. Le relief a été exagéré trois fois.

La planète Mars montre tous les intermédiaires entre des sillons sinueux “classiques” à bords réguliers comme on en a vu sur la Lune, des chapelets de puits (lucarnes) dessinant une ligne sinueuse, ou, cas intermédiaire, des sillons à bords festonnés résultant de la coalescence de puits adjacents. Au moins dans ces cas, on a là la preuve que ces sillons ne résultent pas de l'érosion d'un substratum par une lave hyper-chaude, mais bien de l'effondrement d'une cavité souterraine allongée, un tunnel de lave.

Source - © 2004 NASA/JPL/Arizona State Univ. Figure 11. “Chapelet” martien de puits dessinant une ligne sinueuse de 18 km de gauche à droite de l'image précédente Cet alignement de puits est situé sur une coulée du flanc Sud-Sud-Ouest du volcan Hadriaca Patera. On peut comparer la morphologie de ces puits sans bords surélevés avec celle des cratères d'impact de même diamètre qui parsèment la plaine et qui possèdent des bords dominant la plaine. Chacun de ces puits est une lucarne due à l'effondrement incomplet d'un tube de lave.
Source - © 2021 D'après Google earth Figure 12. Un équivalent terrestre australien du chapelet de lucarnes martiennes de la figure 11 Un tunnel de lave partiellement effondré dans le massif volcanique d'Undara (Australie), province volcanique méconnue des Français, dont la dernière éruption n'a que 7000 ans. Localisation par fichier kmz d'un chapelet de lucarnes dans le massif volcanique d'Undara, Australie.	Source - © 2021 D'après Google earth Figure 13. Zoom sur un équivalent terrestre australien du chapelet de lucarnes martiennes de la figure 11 Un tunnel de lave partiellement effondré dans le massif volcanique d'Undara (Australie), province volcanique méconnue des Français, dont la dernière éruption n'a que 7000 ans.
Source - © 2021 NASA / Google earth Figure 14. Vue rapprochée sur un sillon (tunnel effondré) sur le flanc Nord-Ouest d'Alba Mons (Mars) Ce sillon d'une largeur moyenne de 500 m. Il peut se suivre sur plus de 100 km de long. Au premier plan, les bords du sillon sont festonnés. Ce sillon résulte probablement de la coalescence de puits en chapelet, comme on en voit sur la figure 11.

Source - © 2011 — 2021 NASA/JPL/Univ. of Arizona — NASA / Google earth Figure 15. Vue rapprochée verticale d'un petit sillon martien Ce sillon, d'une largeur moyenne de 30 à 40 m, est effondré sur la quasi-totalité de sa longueur sauf au niveau d'une vingtaine de mètres, où le toit ne s'est pas effondré, laissant comme un “pont” qui enjambe le sillon. Les petites “collines” à gauche du sillon ressemblent beaucoup à des rootless cones (cônes sans racine). Ce sillon se trouve dans la région martienne de Tartarus Colles.

Source - © 2021 NASA / Google earth Figure 16. Vue rapprochée oblique d'un petit sillon martien Ce sillon, d'une largeur moyenne de 30 à 40 m, est effondré sur la quasi-totalité de sa longueur sauf au niveau d'une vingtaine de mètres, où le toit ne s'est pas effondré, laissant comme un “pont” qui enjambe le sillon. Les petites “collines” à gauche du sillon ressemblent beaucoup à des rootless cones (cônes sans racine). Ce sillon se trouve dans la région martienne de Tartarus Colles.

Source - © 2021 Google earth Figure 17. Vue rapprochée verticale d'un équivalent terrestre (iles Canaries) du petit sillon martien On observe un petit sillon (largeur moyenne de 5 à 8 m) effondré sur la quasi-totalité de sa longueur sauf au niveau d'une quinzaine de mètres, où le toit ne s'est pas effondré, laissant comme un “pont” qui enjambe le sillon. Localisation par fichier kmz du sillon de l'ile Lanzarote, Canaries.

Source - © 2021 Google earth Figure 18. Vue rapprochée oblique d'un équivalent terrestre (iles Canaries) du petit sillon martien On observe un petit sillon (largeur moyenne de 5 à 8 m) effondré sur la quasi-totalité de sa longueur sauf au niveau d'une quinzaine de mètres, où le toit ne s'est pas effondré, laissant comme un “pont” qui enjambe le sillon.

Source - © 2010 NASA/JPL/Univ. of Arizona Figure 19. Gros plan sur une lucarne martienne (diamètre = 180 m) sur les flancs de Pavonis Mons L'absence de bords surélevés autour de la dépression prouve que ce n'est pas un cratère d'impact.

Source - © 2007 NASA/JPL-Caltech/ASU/USGS Figure 20. Images en lumière visible (à gauche) et en infrarouge thermique (au centre et à droite) de trois dépressions martiennes alignées sur le flanc Nord d'Arsia Mons, probables puits d'effondrement situés à l'aplomb d'un tunnel de lave En milieu d'après-midi, les flancs à l'ombre de ces dépressions sont plus froids que les environs, et les flancs au soleil sont plus chauds, ce qui est normal. On peut noter que ces différences sont plus faibles dans la dépression centrale que dans les dépressions Nord et Sud. En fin de nuit, cette dépression centrale est nettement plus chaude que le sol des environs. Cette anomalie thermique s'explique aisément si on suppose que, contrairement aux deux autres dépressions, la dépression centrale est largement en communication avec tout un réseau souterrain. Dans une grotte suffisamment profonde, la température interne est égale à la moyenne jour/nuit, été/hiver. Par exemple, sur le site du robot Opportunity (situé près de l'équateur), la température d'été varie de −10°C le jour à −50°C la nuit, et de −40°C à −70°C l'hiver, soit une moyenne annuelle de −42°C. La température de l'atmosphère d'une grotte au niveau du site d'Opportunity serait donc de −42°C, toujours plus chaude que le sol et l'atmosphère superficielle nocturnes, et aurait tendance à ressortir du fait d'une convection thermique. C'est ce qui se passe dans la dépression centrale, preuve qu'elle communique avec un réseau souterrain suffisamment vaste pour avoir une grande inertie thermique. Ce n'est pas le cas des deux dépressions voisines dont les communications avec le réseau souterrain sous-jacent doivent-être obstruées.

Malgré une couverture nuageuse qui couvrent toujours 100 % de la planète, la surface de Vénus est connue grâce à la mission radar Magellan (NASA, 1989-1994). Cette mission a révélé que Vénus était le corps du système solaire avec le plus grand nombre de volcans, des volcans de tous types (volcans boucliers, plaines de lave, dômes, caldeiras…). Ce volcanisme est encore actif d'après les résultats des dernières missions spatiales. Les volcans boucliers comme les plaines de lave montrent de nombreux sillons sinueux (sinuous rilles), comme sur Mars et la Lune. On peut noter que la résolution des “images” Magellan est bien moins bonne que sur la Lune et Mars. L'ensemble de la planète est couvert avec une résolution de 1 km ; la meilleure résolution atteinte localement est d'environ 100 m. Dans ce dernier cas, la lucarne de la figure 19 ne serait couverte que par 4 pixels. Cette différence rend assez difficile la comparaison entre Vénus et Mars ou la Lune. Malgré cette difficulté, les géologues de Vénus travaillant avec des géomorphologues ont pu distinguer deux types de “vallées” : (1) des “sillons” homologues en taille et forme aux sinuous rilles lunaires et martiens, et (2) des “chenaux” (channels, en anglais, canale en latin), qui se caractérisent par des “méandres” de plus grands rayons de courbures et longueurs d'onde que les sinuous rilles lunaires et martiens, et qui possèdent ce qui ressemble à des bras morts ou dérivants… Ces chenaux vénusiens sont homologues aux vallées fluviatiles terrestres et martiennes (mais il n'y a pas d'eau liquide sur Vénus). Les sinuous rilles seraient des tunnels de lave effondrés ; les channels seraient des figures d'érosion creusées par des laves hyper-chaudes type komatiites.

Source - © 1996 D'après NASA/JPL , modifié Figure 21. Un exemple de volcan bouclier vénusien : Sapas Mons, 400 km de diamètre pour 1,5 km de hauteur (les hauteurs ont été multipliées par 10) Cette image en relief a été obtenue en surimposant une image radar sur un modèle numérique de terrain du même secteur. Les images radar n'ont pas de couleur ; elles ont été colorisées en se référant à la couleur du sol révélée par les sondes soviétiques Venera qui se sont posées sur Vénus. Les coulées de lave paraissent claires parce qu'elles sont rugueuses et réfléchissent bien les rayons radar. Sur l'image NASA, le ciel est noir, ce qui est normal car les nuages sont invisibles au radar. J'ai remplacé ce ciel noir par un ciel nuageux, ce que verrait à l'œil nu un astronaute se promenant sur Vénus. On devine des sillons flexueux au premier plan.

Source - © 1990 D'après NASA et NASA Figure 22. Les sillons flexueux du Nord d'Ovda Regio, Vénus Sur l'image du haut, Lo Shen Valles, correspond à un système de sillons flexueux partant de leur zone source largement effondrée. Sur l'image du bas, détail de la zone encadrée. Malgré la résolution relativement mauvaise, on voit que certains sillons sont prolongés par des chapelets de puits (des lucarnes). L'association sillons-puits montre que ces sillons sont bien des tunnels effondrés et non pas des figures d'érosion par des laves hyper-chaudes.

Source - © 1996 NASA/JPL Figure 23. Image radar de Lavinia Regio montrant l'association sur Vénus de tunnels de lave effondrés et de leur zone d'alimentation devenue pit crater Cette photo n'est pas une préparation microscopique de spermatozoïdes.

Source - © 2021 Google earth Figure 24. Association tunnel de lave effondré / pit crater (Idaho, USA), équivalent terrestre des structures de la figure précédente sur Vénus Ce tunnel mesure 8,2 km de long, 60 m de largeur et une dizaine de mètres de profondeur. Le cratère mesure 130 m de diamètre pour 50 m de profondeur. Localisation par fichier kmz du tunnel de lave associé à un pit crater dans l'Idaho (États-Unis d'Amérique).

Source - © 1996 – 1990 NASA/JPL – NASA/JPL/USGS Figure 25. Chenaux creusés par l'érosion thermique du substratum par une lave hyper-chaude sur Vénus À gauche, un segment (de 400 km de long) de Baltis Vallis, la plus longue vallée sinueuse du système solaire. Les images radar permettent de suivre cette vallée sur plus de 6800 km de long, un peu plus que la vallée du Nil entre le lac Victoria et la Méditerranée. Sa largeur et sa profondeur sont assez constantes sur ces milliers de kilomètres de longueur (de 1 à 3 km pour la largeur, et 20 à 100 m pour la profondeur). C'est le plus souvent un chenal unique mais il est parfois anastomosé. Cette vallée est interprétée comme le résultat d'une érosion thermique par une coulée de lave dont la température est supérieure à la température de fusion du substratum. Faute d'équivalent terrestre, la longueur d'une telle structure et sa constance morphologique sur tout son cours posent de multiples questions quant aux modalités de sa formation. À droite, détail d'un autre chenal érosif dans Sedna Planitia montrant des phénomènes d'anastomoses qui ne sont pas sans rappeler certaines rivières terrestres. Il est souvent très difficile de distinguer des chenaux creusés par érosion thermique des sillons causés par l'effondrement de tunnels de lave.

Il n'y a qu'un corps à surface silicatée dans le système solaire externe, Io, satellite de Jupiter, d'un diamètre de 3643 km. C'est, et de loin, le corps silicaté le plus actif du système solaire. Les éruptions volcaniques sont incessantes : à chaque survol, les sondes Voyager et Galileo y observaient plusieurs éruptions simultanées. Ces éruptions permanentes recouvrent la surface de lave et de condensats divers (en particulier soufrés) à un rythme tel qu'aucun cratère d'impact n'est visible. Des températures aussi hautes que 1330°C ont été mesurées sur Io, suggérant que certaines laves ont une composition ultrabasique (komatiite). Une telle intensité du volcanisme est la conséquence d'une température interne très élevée, elle-même due aux frictions internes générées par les déformations causées par les marées. Ces marées sont particulièrement importantes du fait (1) de la grosse masse de Jupiter, et (2) de l'ellipticité forcée de l'orbite de Io, forçage due à la présence des trois autres satellites galiléens.

Source - © 2007 NASA/Johns Hopkins Univ. Applied Physics Lab./Southwest Research Inst.

Figure 26. Image animée d'une éruption volcanique du volcan Tvashtar sur Io, satellite de Jupiter

Il s'agit en fait d'une série de cinq images prises toutes les deux minutes et passées en accéléré. Ces images ont été prises par la sonde New Horizon (en route vers Pluton) le 1^er mars 2007 depuis une distance de 3,8 millions de kilomètres.

On trouve sur Io toutes les morphologies caractéristiques des volcans à lave très fluide. Malgré cette omniprésence du volcanisme sur Io, les tunnels de lave visibles (c'est-à-dire totalement ou partiellement effondrés) sont rares. Cette rareté peut être due (1) à une rareté intrinsèque, ou (2) à un problème de résolution des images. En effet, contrairement à la Lune, Mars ou Vénus, aucun satellite n'a été mis en orbite autour de Io pour prendre en continu des photographies sur des mois ou des années. Io a simplement été survolé, une fois par chacune des deux sondes Voyager (1979), et sept fois par la sonde Galileo (1999-2003). Et de gros problèmes de transmission ont eu lieu sur la sonde Galileo, et une part significative de données concernant Io ont été perdues. De fait, une seule structure peut être clairement interprétée en termes de tunnel de lave effondré, une structure située autour du volcan Culann Patera.

Source - © 2000 NASA/JPL/Univ. of Arizona

Figure 27. Culann Patera, un volcan bouclier de Io, avec caldeira sommitale, coulées fluide…

On peut distinguer ce qu'on peut interpréter comme un tunnel de lave effondré (TLE) et un alignement de lucarnes (L). Les couleurs sont dues à des saupoudrages de la surface par des composés soufrés issus de ce volcan ou de volcans voisins.

La majorité des satellites de Jupiter, Saturne, Uranus, et Neptune, les objets de Kuiper comme Pluton… sont majoritairement composés de glaces, mélanges de glaces d'H₂O, NH₃, CO, CH₄… Comme pour Io, des forces d'origine astronomique peuvent entrainer un dégagement de chaleur interne, qui peut provoquer une fusion partielle ou totale du “manteau de glaces” de ces corps. Cela produit un “magma”, constitué d'un mélange liquide d'eau et autres composés. Si ce mélange atteint la surface, on obtient un “cryo-volcanisme”. En arrivant en surface, cette eau impure gèle très vite (la surface de ces corps a une température inférieure à −180°C) et bout tant qu'elle n'a pas gelé (sauf pour Titan et Pluton, la pression atmosphérique est nulle à la surface de ces corps). Mais de l'eau liquide peut subsister un certain temps à l'abri d'une carapace glacée, couler sous cette croute, et générer des structures qui ne sont pas sans rappeler des tunnels de lave, tunnels qui seront visibles depuis l'espace s'ils s'effondrent. Les structures les plus “interprétables” en termes de tunnel de lave effondré se trouvent sur Ariel, satellite d'Uranus, d'un diamètre de 1155 km, survolé une seule fois en janvier 1986 par la sonde Voyager 2. Ces structures sont des “vallées” (vallis selon la terminologie officielle) d'une dizaine de kilomètres de large au milieu de ce qui ressemble à des grabens (chasma selon la terminologie officielle) d'environ 70 km de large. Sont-ce des tunnels effondrés ou autre chose ?

Source - © 1999 NASA/JPL Figure 28. Vue générale d'Ariel, satellite de glace d'Uranus, d'un diamètre de 1155 km Une intense activité tectonique a généré ce qui ressemble à des rifts. La photo suivante correspond à un zoom du secteur encadré en blanc.

Source - © 1998 – 2021 NASA/JPL et LROC QuickMap Figure 29. Possible tunnel effondré sur Ariel, satellite de glace d'Uranus, et sillon sinueux lunaire À gauche, zoom sur la zone encadrée dans la figure précédente. On y voit des chasmas, dont Brownie Chasma (une vingtaine de km de large), parcouru en son centre par une vallée, Sprite Vallis. Juste au centre de la photo, Sprite Vallis est interrompue par un “pont” (flèche) qui n'est pas sans rappeler ce qu'on voit sur Mars sur les figures 15 et 16. À moins que ce “pont” ne soit qu'un défaut de transmission dans l'image, sa présence renforce l'interprétation de cette vallée en termes de “tunnel effondré”. À droite, pour comparaison, au Nord-Est de la Mer des Pluies, un graben lunaire (Vallis Alpes, d'environ 10-15 km de large), rempli de basalte et parcouru en son centre par un sillon sinueux classique sur la Lune.