Le volcanisme dans le système solaire

Cette photo prise par Apollo 17 montre le bord oriental de la Mer de la Sérénité. La moitié droite de l'image montre ce qu'on appelle les continents, formés de la croûte primordiale anorthositique. De très nombreux cratères d'impacts attestent que ces continents ont plus de 3,9 Ga. La moitié gauche est constituée d'une vaste plaine basaltique lisse, faiblement cratérisée (âge d'environ -3,5 Ga), très représentative des mers lunaires.

La belle coulée visible au centre inférieur de l'image mesure une dizaine de kilomètres de large. Une ride (flexure anticlinale) est visible dans la partie supérieure de l'image.

Montage à partir des 3 images AS17-155-2370-707 et suivantes, ...8 et ...9.

La flèche blanche indique le site d'atterrissage d'Apollo 15.

Souvent, quand de grands épanchements basaltiques se forment, la lave se solidifie presque totalement, sauf certains chenaux internes qui restent liquides à l'intérieur de la coulée et dans lesquels la lave continue de couler. À la fin de l'éruption, ces chenaux peuvent se vider par l'aval, et deviennent alors de véritables tunnels. Si le plafond d'un tunnel s'effondre, on obtiendra un sillon, souvent sinueux. Cette morphologie volcanique existe sur Terre, par exemple à la Réunion, à Hawaii, aux Canaries, aux Açores… (cf. Lucarnes (skylights) et tunnels de lave (lava tubes) et Tunnels de lave effondrés (sinuous rilles)). Elle est fréquente sur la Lune, où ces sillons peuvent atteindre plusieurs dizaines de km de long.

Cet échantillon de basalte lunaire ne vient pas d'une mission Apollo ; il s'agit d'une météorite (NWA 3160).

Sur cette mosaïque de photos, prises en 2010 par la sonde Messenger au-dessus de l'hémisphère Nord de Mercure, on voit des épanchements de lave arriver du coin inférieur droit de la photo, emprunter une "vallée" et s'étaler en arrivant dans un grand et vieux cratère de météorite. Avant d'arriver dans ce cratère, la lave a "débordé" par-dessus la vallée et a envahi les terrains environnants avec des figures d'écoulement visibles (flèche noire). En bas à droite une flèche blanche indique une dépression allongée qui n'a pas la morphologie classique des cratères d'impact. La partie droite de cette dépression est même constituée de cratères emboités. Il s'agit vraisemblablement de caldeiras, cratères d'effondrement volcanique.

Il s'agit des rares "volcans" lunaires à avoir la morphologie classique des volcans (montagne avec cratère sommital). Sur cette image, on voit de multiples petits cratères de météorite avec leur morphologie caractéristique (forme de bol…). Ces cratères perforent l'Océan des Tempêtes, vaste plaine de lave formée d'empilement de coulées basaltiques. Trois cratères (2 jointifs et 1 isolé) ont une morphologie nettement différente des autres cratères. Ce sont des cratères sommitaux de volcans (probablement des cônes de scories) très partiellement ennoyés par le basalte des mers pour les deux cônes jointifs, presque totalement recouvert pour le cône isolé. On peut ainsi montrer que le volcanisme qui a formé la plaine de lave est postérieur au volcanisme pyroclastique qui a engendré les cônes. Chaque cratère volcanique mesure environ 1 km de diamètre.

Le beau cratère en bas à droite de l'image de gauche mesure environ 5 km de diamètre.

Ce magnifique volcan de 5,5 km de haut pour 130 km de diamètre est un "nain" à côté d'Olympus Mons (26 km de haut, 600 km de diamètre), mais il est si joli, et tellement moins connu ! Le devant de ce volcan est recoupé par un cratère (de météorite) nommé Rahe. Une belle vallée relie le cratère (volcanique) de Ceraunius Tholus et Rahe. Sur cette photo, le relief est exagéré, et les pentes sont en réalité beaucoup plus faibles. Il s'agit d'un volcan ressemblant assez au Mauna Loa à Hawaii.

La région nommée Daedalia Planum est complètement recouverte de coulées de lave venant du volcan Arsia Mons situé 600 km plus au Nord. La longueur du trajet parcouru par ces coulées montre qu'elles sont constituées de lave très fluide, du basalte. On ne voit que peu de cratères de météorites perforant ces coulées, preuve de leur très jeune âge (géologiquement parlant).

Le sommet d'Olympus Mons, le plus grand volcan du système solaire, est affecté par un système d'au moins 6 caldeiras emboitées, cratères dus à la vidange de réservoir(s) de lave profond(s) et à l'effondrement de son toit. Ce système de caldeiras emboitées mesure 80 km dans sa plus grande dimension.

Il n'y a pas que des volcans avec une morphologie de volcans sur Mars, mais aussi d'immenses plateaux basaltiques. Il s'agit d'un empilement de coulées de plusieurs km d'épaisseur. L'ouverture tectonique de Valles Marineris et l'érosion qui a suivi permet de voir cet empilement en coupe sur plusieurs milliers de mètres de dénivelé. La nature basaltique de ces coulées est attestée par les spectres infra-rouges de l'olivine et du pyroxène. L'image mesure environ 3 km de gauche à droite.

Le robot martien Spirit s'est posé en 2004 dans des terrains volcaniques qu'il a explorés en parcourant 7,7 km en  ans. Au cours de son voyage, il est passé près d'affleurements de cendres volcaniques bien stratifiées déposées en couches horizontales. Au niveau d'une petite falaise, l'une des couches de cendre est flexurée juste sous bloc de roche (flèche noire). Cette géométrie est classique sur Terre dans les régions à volcanisme explosif, en particulier phréato-magmatique : une explosion projette en l'air de gros blocs de roches, qui, en retombant, s'enfoncent (en les fléchissant) dans des couches de cendres non encore consolidées.

La totalité de la surface de Vénus est constituée de volcans, coulées de lave… Sapas Mons est l'un de ces volcans, de type hawaiien, de 400 km de diamètre pour 1500 m de haut (le relief a été ici exagéré 10 fois). Cette image est une image radar faite par la sonde Magellan, car le couvert nuageux de Vénus empêche les sondes en orbite de prendre des photos. Les couleurs sont artificielles. Clair et sombre sur cette image ne signifie pas clair et sombre en vrai, mais réfléchissant ou non le rayonnement radar. Ce qui parait clair, ce sont les pentes inclinées en direction de la sonde, ou les surfaces rugueuses, et inversement pour ce qui parait sombre.

L'image mesure 800 km de large. Ces coulées de Vénus de taille assez banale pour cette planète sont plus grandes que la plus longue coulée terrestre (celle du Laki en Islande). Cela montre l'extrême fluidité de certaines des laves de Vénus.

Image initialement traitée pour Du volcanisme actif, ou très récent, sur Vénus ?.

Cette vallée sinueuse de 1 à 2 km de large recoupe une plaine de lave, plaine affectée d'une série de rides anticlinales NNO-SSE. Au NO, une chaine plissée. La photo présentée ici ne montre qu'un fragment de 400 km de long d'une vallée qui en mesure plus de 7000 au total, légèrement plus longue que la vallée du Nil de sa source à son delta, la plus longue vallée terrestre. Qu'est-ce qui peut avoir creusé une telle vallée sur Vénus, planète ou la température dépassant 450°C interdit la présence d'eau (ou de CO₂) liquide ? Il est "classiquement" proposé que cette vallée ait été creusée par une coulée de lave "hyper-chaude", tellement chaude qu'elle aurait fait fondre le substratum sur lequel elle coulait, un peu comme le ferait un ruisseau issu d'une source chaude coulant sur un glacier. La haute température (et l'extrême fluidité) supposée de cette lave suggère qu'elle soit de nature komatiitique.

Il n'y a pas que des coulées et des volcans boucliers sur Vénus, comme le prouve ce "petit" cône pyroclastique de 5 km de diamètre. Le jour de la dernière éruption de cendres, un vent venant du SO a entrainé les cendres vers le NE, occasionnant cette magnifique trainée claire.

Sur la Lune, Mercure et Mars, la quasi-totalité des figures volcaniques indique une lave très fluide, de type basalte. Sur Vénus, si ces laves fluides sont majoritaires, il existe des volcans attestant l'existence de laves visqueuses. Ces dernières sont sorties à la surface, mais n'ont que peu coulé. Au lieu de faire des coulées, elles ont fait des dômes, à flancs raides et à sommet plat, en forme de crêpe épaisse (pancake). C'est une forte indication que le processus de différenciation magmatique par cristallisation fractionnée, quasi-absent sur la Lune, Mercure et Mars existe sur Vénus, comme sur la Terre d'ailleurs.

En plus des volcans classiques, il existe sur Vénus des structures tectoniques constituées de failles circulaires concentriques appelées coronae, entourant un dôme et/ou une dépression. Le diamètre de ces coronae va de 100 à 2600 km de diamètre. Ces coronae sont classiquement interprétées comme résultant de l'ascension de diapirs mantelliques (à l'origine du bombement) affaissés après leur refroidissement. Très souvent, de très nombreux volcans et points d'émission de coulées sont disposés le long de ces failles circulaires. La corona présentée ici s'appelle Aine Corona. On voit très bien, au Sud de la structure, une dizaine de petits volcans disposés en arc de cercle sur le système de failles concentriques en bas de la photo supérieure, avec un détail de ces petits volcans sur la photo inférieure. Deux gros pancakes sont aussi visibles. Toute la région, en particulier au Nord-Est, est recoupée par des failles a priori sans rapport avec la corona.

Sur les trois images de Vénus qui précèdent on ne voit aucun cratère de météorite, ce qui prouve un âge géologiquement très jeune de ces volcans. Mais le volcanisme est-il encore actif ? La preuve de son activité actuelle est venue de résultats de la sonde européenne Venus Express, dont les détecteurs infra-rouge ont identifié un volcan dont le sommet est anormalement chaud, preuve d'une activité thermique en 2006-2007, années d'acquisition des données. La double image montre le volcan Idunn Mons, de 200 km de diamètre pour 2500 m de hauteur (le relief a été exagéré 30 fois). L'image du haut montre une image radar classique de la sonde NASA Magellan. Sur cette image, on a superposé les données de Venus Express, avec un code de couleur classique : vert-bleu-violet = températures "normales", et jaune-orange-rouge = températures anormalement élevées. La zone chaude est centrée sur le sommet du volcan, ce qui suggère que ce dernier est encore actif.

Io est le premier (le plus proche) des 4 satellites galiléens de Jupiter. Sa densité (3,5 g/cm³) et son moment d'inertie indiquent que c'est un corps tellurique, avec un noyau de fer et un manteau silicaté. Même avec cette photo d'ensemble, on voit que Io (R = 1816 km), qui a pourtant la taille de la Lune, ne ressemble pas à la Lune : pas de cratères d'impact (donc sa surface est très jeune), nombreuses coulées de lave, dépressions irrégulières (cratères volcaniques), couleurs allant du rouge au blanc, dues à la présence d'une fine pellicule de composés soufrés recouvrant la surface silicatée.

En mars 1979, la sonde Voyager 1 photographie des panaches éruptifs s'échappant à plus de 200 km au-dessus de la surface de Io. Ces panaches sont très riches en vapeur de soufre et en SO₂. On a longtemps cru que les volcans de Io étaient des volcans de soufre fondu, jusqu'à ce qu'on prouve que ce volcanisme était bien un volcanisme silicaté, les composés soufrés n'étant que des volatils annexes. En orbite autour de Jupiter de 1995 à 2003, la sonde Galileo confirme et précise ces résultats. Sur cette figure, Galileo a surpris deux éruptions simultanées le 28 juin 1997. Un panache se voit sur le bord gauche de Io (détail sur l'encadré supérieur). Un autre panache est localisé sur le terminateur (limite jour-nuit), au centre de l'image (détail sur l'encadré inférieur). Ce dernier panache apparait comme un cercle blanc et gris, et un triangle brun. Le cercle correspond au panache vu de dessus. Le triangle brun correspond à l'ombre du panache, ombre particulièrement grande lorsque le soleil est rasant, comme c'est le cas au niveau du terminateur.

En 1999 et 2000, Galileo a survolé 2 fois la région de Tvashtar Catena. Elle a surpris 2 éruptions volcaniques non synchrones et distantes de 25 km entre novembre 1999 et février 2000, avec coulées et fontaines de laves actives. Les caméras de Galileo n'ont pas capté la couleur rouge-orangée de cette lave : la lave, trop lumineuse, a saturé les détecteurs. Les données infra-rouge ont permis de mesurer la température de ces laves, soit plus de 1200°C. C'est en fonction de cette très haute température que la NASA a colorisé ces coulées en jaune-orangé, comme les plus chaudes coulées d'Hawaii.

Cette figure montre la relation entre la durée de l'activité volcanique et le diamètre des corps telluriques. On voit très bien que les tous petits corps (les astéroïdes, en vert, D < 1000 km) n'ont pas d'activité volcanique postérieure au magmatisme primordial. Les deux petits corps, Mercure et la Lune, en bleu (3000 km < D < 5000 km), ont eu une activité volcanique qui n'a duré qu'1 à 2 Ga. Mars, un corps "moyen" (D ≈ 7000 km) a eu une activité volcanique qui a duré au moins 4 Ga, mais qui semble arrêtée maintenant, ou pour le moins bien ralentie. Vénus et la Terre, les plus gros corps telluriques (D > 12000 km), ont encore un volcanisme actif. Io, avec son diamètre très voisin de celui de la Lune, devrait avoir un volcanisme éteint depuis 3 Ga. Au lieu de cela, Io est encore actif aujourd'hui, et quelle activité ! Ce sont les marées qui fournissent l'énergie supplémentaire qui réchauffe Io, bien plus que ne le fait la radioactivité naturelle.

Io est le satellite galiléen le plus proche de Jupiter. Situé à peine à 35 000 km de la surface du "gros" Jupiter (317 fois la masse de la Terre) et orbitant autour de lui en moins de 43 h, Io est soumis à des forces de marées très importantes qui le déforment. Ces déformations entrainent des frictions internes, sources de chaleur à l'origine de son exubérant volcanisme.